:: wikimiki.org ::

AGB-Stern

AGB-Stern

Ein AGB-Stern ist ein kühler, leuchtkräftiger Stern in einer späten Entwicklungsphase, in der Wasserstoff und Helium in der Kernregion bereits durch Kernfusion verbraucht sind. Sterne mit einer Masse von etwa 1 bis 8 Sonnenmassen durchlaufen im Verlauf der Sternentwicklung das AGB-Stadium. Zunächst befinden sie sich während des Wasserstoffbrennens in der Kernregion auf der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Wenn der Wasserstoff der Kernregion zu Helium fusioniert ist, verlagert sich das Wasserstoffbrennen in eine Schale um den Kern, der Stern wird dadurch ein kühler, aber leuchtkräftiger Roter Riese auf dem Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Bei genügend massereichen Sternen setzt wiederum später das Heliumbrennen in der Kernregion ein. Sie werden wieder heißer und verlagern sich zum Horizontalast des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Ist auch das Helium der Kernregion durch Kernfusion verbraucht, verlagert sich das Heliumbrennen in eine Schale um den Kern. Der Stern wird wieder kühler und sehr leuchtkräftig und nähert sich wieder dem Riesenast an, er befindet sich nun auf dem asymptotischen Riesenast (engl. Asymptotic Giant Branch, Abkürzung AGB). Während der AGB-Phase kommt es zur Förderung von Produkten der Kernfusion zur Oberfläche, und gegen ihr Ende zu starkem Massenverlust des Sterns und eventuell zur Bildung eines Planetarischen Nebels. AGB-Sterne reichern so das interstellare Medium mit schweren Elementen an. AGB-Sterne sind veränderliche Sterne verschiedener Typen, wie z.B. Mira-Sterne. Kategorie:Sternklasse

Stern

Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma bestehenden Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung, wie Neutronensterne und weiße Zwerge, werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie lediglich aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben. Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein Stern ist. Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelsternen (heute Planet) verwendet. Auch Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel, wenn auch vergleichsweise langsam. So werden in einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein. Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 Sterne mit bloßem Auge zu erkennen. Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer Wertebereiche überspannen, die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon so viel wie ein ganzer Berg wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin. Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher innerer Strukturreichtum vor. Dieser Artikel kann daher nur einen groben Überblick bieten und auf weiterführende Artikel verweisen. Kelvin]

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch zur Orientierung und Navigation benutzt. In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien. Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt - unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke - und durch die im 18. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace. Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge.

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen. Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier. Ein ähnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet, wie zum Beispiel bei 13 Lyrae. Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert. Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.

Verteilung der Sterne am Himmel

Der uns nächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,24 Lichtjahren. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie scheinen sich entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren, der Milchstraße, das die Ebene unserer Galaxis markiert. Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit deutlich kleiner, als die wahrgenommenen Lichtpunkte am Himmel nahelegen, deren Größe lediglich das begrenzte Auflösungsvermögen des menschlichen Auges widerspiegelt. Selbst in den besten irdischen Teleskopen erscheinen Sterne nur punktförmig. Mit dem Hubble-Weltraumteleskop ist es allerdings gelungen, die Riesensterne Beteigeuze und Mira als runde Scheiben abzubilden. Das Flackern der Sterne, das gelegentlich beobachtbar ist, beruht lediglich auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre (siehe Szintillation).

Sterne als physikalische Objekte im Universum

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil unseres Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 10²²) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre. Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich im Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Zustandsgrößen der Sterne

galaktischen Zentrum Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter. Dazu zählen
- Oberflächentemperatur
- Schwerebeschleunigung an der Oberfläche
- absolute Helligkeit (Leuchtkraft) und, je nach Zusammenhang:
- Masse
- Radius
- Dichte
- Metallizität (Häufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium)
- Rotationsgeschwindigkeit Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur die projizierte Komponente v sini mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt. Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sternen erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird. Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiße Zwerge. Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben. Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 3.000 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,15 bis 25 Sonnenradien. Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte, bei manchen sogar die des Mars. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.

Sternentwicklung

Entstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema: Sonne # Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein. # Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen, aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen. # Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an (Virialsatz; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems, diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:
- Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
- Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
- Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
- Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
- Objekte unter 0,07 Sonnenmassen, d. h. etwa 75 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwerge, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den großen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind, können kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen, bevor sie auskühlen. Man zählt sie jedoch nicht zu den Sternen. Deuterium Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population II. Man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße. Sterne die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen wieder in die interstellare Materie gelangt sind. Dazu gehören die meisten Sterne der Galaxienscheibe. Man bezeichnet sie als Population I. Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

Hauptreihenphase

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das 10.000fache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase verbracht. Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen. Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können, oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen. Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne größer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens im Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.
- Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge.
- Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Kohlenstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100fachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben.
- Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.
- Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen eine großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist: :Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, explodiert er als Supernova vom Typ II. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. :Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte insbesondere die Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese. Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfang von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, findet auch Protoneneinfang und Spallation statt. Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Generationen von Sternen entstehen. Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, um so mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen. Man unterscheidet folgende drei Typen von veränderlichen Sternen:
- Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufes zeitweise verdecken.
- Pulsationsveränderliche. Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
- Cepheiden. Ihrer Periode lässt sich exakt einer bestimmten Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von großer Bedeutung.
- Mira-Sterne. Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
- RR-Lyrae-Sterne. Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft der Sonne.
- Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Man unterscheidet:
- Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es sich üblicherweise um Doppelsternsysteme, bei denen ein Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.
- Supernovae. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns. Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare. Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt. Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Die Sonne als Stern

Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V. Solche Sterne sind zwar seltener als die der "späteren" Typen K und M, aber nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 5 Milliarden Jahren etwa in der Mitte ihres Lebens auf der Hauptreihe. Viele uns bekannte Phänomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten, aber doch vergleichsweise unscheinbar, so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden. Dazu zählen beispielsweise die Korona, die Sterne der Typen F, G, K und M umgibt, Protuberanzen, Sonnenflecken und deren 11jähriger Aktivitätszyklus. Flecken wurden auf anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden, sind aber nicht wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen. Diese Sternflecken bedecken oft bis zu einem Drittel der Oberfläche von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauß. Das Magnetfeld an der Oberfläche der Sonne beträgt nur zwischen einem und fünf Gauß. Auch der Massenverlust durch Sonnenwind, verantwortlich für Polarlicht und Kometenschweife, ist verglichen mit anderen stellaren Winden sehr gering, um zehn Größenordnungen kleiner als beispielsweise bei Wolf-Rayet-Sternen, massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer.

Siehe auch

- astronomische Objekte
- Liste der Sterne

Literatur

- H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4
- H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7
- R. Kippenhahn, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch)
- N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4
- D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback)

Weblinks

- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm Sternentstehung] auf www.zum.de
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm Sternentstehung] www.astronomia.de; Zusammenfassung
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://jumk.de/astronomie/index.shtml Liste spezieller Sterne]

Videos

- Real Video: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990314.rm Kann man zu den Sternen reisen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000716.rm Rauchen junge Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010429.rm&g2=1 Was sind Doppelsterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020303.rm Was sind Kugelsternhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=021222.rm Was sind Quark-Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031015.rm Was sind Population-Drei-Sterne?] Kategorie:Stern ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Sonnenmasse

Astronomische Maßeinheiten (nicht zu verwechseln mit Astronomischer Einheit) werden verwendet, wenn die menschliche Anschauung zu versagen droht. Im Vergleich zu den uns vertrauten Maßeinheiten sind die Größenordnungen in der Astronomie buchstäblich astronomisch. Die Entfernung von unserer Sonne zum nächsten Stern (Proxima Centauri) beträgt z.B. rund 40 Billionen Kilometer, unsere Sonne wiegt ca. 1,9891·10³⁰ kg. Man kann diese Zahlen zwar miteinander vergleichen, aber es geht dabei jedes Gefühl für die Größenordnung verloren. Daher verwendet man in der Astronomie oft Verhältnisse zu „vertrauten“ Größen, um eine einfachere Vergleichsmöglichkeit zu bekommen.
- Für Entfernungsangaben wird häufig das Lichtjahr (die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt) benutzt, eine Tatsache, die Laien oft irritiert, weil die Bezeichnung „Jahr“ auf eine Zeitdauer schliessen läßt.
- Die Masse von Sternen, Planeten oder sonstigen astronomischen Objekten wird oft in Vielfachen der Masse anderer Objekte angegeben, z. B. unserer Sonne oder der Erde. Es gibt weiterhin die Konvention bestimmte Energiemengen dadurch zu veranschaulichen, dass man sie z. B. mit der gesamten pro Sekunde abgestrahlten Energiemenge der Sonne, einer ganzen Galaxie oder gleich des gesamten Universums vergleicht. Kategorie:Astronomische Maßeinheit Kategorie:Liste (Astronomie) ja:太陽質量

Sternentwicklung

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Verteilung der Sterne am Himmel

Sterne als physikalische Objekte im Universum

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Zustandsgrößen der Sterne

Sternentwicklung

Entstehung

Hauptreihenphase

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Nukleosynthese und Metallizität

Veränderliche Sterne

Die Sonne als Stern

Siehe auch

- astronomische Objekte
- Liste der Sterne

Literatur

Weblinks

Videos

Wasserstoffbrennen

Mit Wasserstoffbrennen wird die Kernfusion von Wasserstoff in Helium im Inneren von Sternen bezeichnet. Diese Reaktion stellt in normalen Sternen während des Großteils ihres Lebenszyklus die wesentliche Energiequelle dar. Sie hat trotz ihres historisch bedingten Namens nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun. Der Prozess der Kernfusion kann beim Wasserstoffbrennen auf zwei Arten ablaufen, bei denen auf verschiedenen Wegen jeweils vier Protonen, die Atomkerne des Wasserstoffs, in einen Heliumkern ⁴He umgewandelt werden:
- die relativ direkte Proton-Proton-Reaktion
- der schwere Elemente (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) nutzende Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) Ein Proton hat eine Masse von 1,007276 u, ein Neutron von 1,008665 . Zusammen haben zwei Protonen und zwei Neutronen also eine Masse von 4,031882 u. Ein Heliumkern besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen, hat aber nur ein Atomgewicht von 4,002602 u, es wird bei seiner Bildung also etwa 0,73 % der Masse in Energie umgewandelt, was man als Massendefekt bezeichnet. Die aus der Massendifferenz erzeugte Energie ergibt sich aus der einsteinschen Beziehung E = mc². Sie entspricht der Kernbindungsenergie der Nukleonen, der Kernbausteine. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium ist am ergiebigsten; die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel dieser Energie frei. Siehe auch: : Nukleosynthese, Kohlenstoffbrennen, Neonbrennen, Sauerstoffbrennen, α-Teilchen Kategorie:Astrophysikalischer Prozess

Hauptreihe

Der Hauptreihe werden in der Astronomie die "normalen" Sterne während der längsten Zeit ihrer Entwicklung zugeordnet. Die Hauptreihe ist ein Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, der sich von unten rechts (rot und leuchtkraftarm) nach oben links (blau und hell) erstreckt. Hauptreihensterne werden der Leuchtkraftklasse V zugeordnet. Diese Reihe ist als solche erkennbar, weil Sterne sich die längste Zeit ihres Lebens (während des Wasserstoffbrennens) dort aufhalten. Während dieser Phase bewegen sich einzelne Sterne nur geringfügig innerhalb der Hauptreihe. Erst bei Einsetzen des Heliumbrennens (Heliumdetonation) verlassen sie die Hauptreihe und werden zu roten Riesen. ---- Für Hauptreihe in der Chemie siehe Periodensystem. Kategorie:Sternklasse ja:主系列星

Roter Riese

Ein Roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung und – im Vergleich zu anderen Sternen der Hauptreihe – relativ niedriger Temperatur. Durch die niedrige Temperatur von 2000 bis 3500 Kelvin liegt das Maximum seiner Schwarzkörperstrahlung im roten Farbbereich, entsprechend der Spektralklasse M sowie den selteneren Klassen R, S und N. Aufgrund seiner Ausdehnung und damit verbundenen großen Oberfläche ist die abgestrahlte Lichtmenge und damit die Leuchtkraft hoch, so dass ein Roter Riese ein heller Stern oder in der Fachterminologie ein Stern großer absoluter Helligkeit, ist. Wegen der niedrigen Temperatur und der hohen Leuchtkraft befinden sich Rote Riesen im rechten oberen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Bei Sternen mittleren Alters (z.B. der Sonne) wird im Inneren Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Im Laufe der Zeit ist der Wasserstoff-Vorrat jedoch nahezu aufgebraucht, was Helium-Kerne mit Helium- oder Wasserstoff-Kernen verschmelzen lässt. Die Elemente des Sterns werden somit immer schwerer. Wenn die Kernfusion beim Element Eisen angelangt ist, hört sie auf, da zum Verschmelzen zweier Eisen-Kerne zuviel Energie benötigt wird. Viele Hauptreihensterne werden am Ende ihrer Entwicklung zu einem Roten Riesen. Nach Ende des Wasserstoffbrennens folgt auf eine durch die Gravitation bedingte Kontraktion das Heliumbrennen im Kern des Sterns. Die damit verbundene Temperaturerhöhung führt zu einer schnellen Ausdehnung der äußeren Gasschichten auf mehrere 100 Sonnenradien. Sie kühlen dabei ab und bilden die sichtbare rot leuchtende Außenhülle des Sterns. Infolge ihrer Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten eine sehr geringe Dichte und sind nur noch schwach durch die Gravitation des Sterns gebunden. Daher entwickelt sich im Verlauf seines Roten-Riesen-Stadiums ein starker Sternwind, durch den die äußeren Gasschichten vollständig abgestoßen werden; sie umgeben ihn dann für einige Zeit als planetarischer Nebel. Nach dem Erliegen aller Kernreaktionen geht ein Roter Riese – abhängig von seiner Masse – in einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder in ein Schwarzes Loch über. Siehe auch: Beteigeuze, Roter Überriese, Blauer Riese, Riesenstern, Roter Zwerg, Astronomische Objekte, Kernfusion

Literatur

- Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4.

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020707.rm Was ist roter Riese?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Sternklasse ja:赤色巨星

Heliumbrennen

Durch den Drei-Alpha-Prozess (3α-Prozess) werden im Inneren von Sternen drei Helium-Kerne, die auch α-Teilchen genannt werden, durch Kernfusionsreaktionen in Kohlenstoff umgewandelt. Dies wird auch als Heliumbrennen oder, nach seinem Entdecker Edwin Salpeter, als Salpeter-Prozess bezeichnet. Der irreführende Begriff Heliumbrennen ist historisch bedingt, hat aber nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.

Voraussetzungen

Diese Kernfusionsreaktion kann nur bei Temperaturen über 100 Millionen Kelvin ablaufen und setzt das reiche Vorhandensein von Helium voraus. Daher tritt sie normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer Entwicklung auf, in denen ein höherer Druck und höhere Temperaturen als momentan in der Sonne herrschen und ausreichend Helium bereits durch Proton-Proton-Reaktionen und den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle. Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4 Milliarden Jahren, in der Lage sein, das Heliumbrennen zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich durch das Wasserstoffbrennen aller Wasserstoff zu Helium fusioniert wurde. Der dadurch bedingte Temperaturanstieg im Sonnenkern wird sie zum roten Riesen werden lassen.

Ablauf

Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab: Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275 MeV. Der Kohlenstoffkern ¹²C kann als Ausgangsstoff beim u. U. später einsetzenden Kohlenstoffbrennen dienen. Die Energieerzeugungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30. Potenz (sic!) der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 330% bei der Energiefreisetzung. Der im ersten Schritt erzeugte Berylliumkern ⁸Be ist instabil und zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von 2,6·10^-16 s wieder in zwei Heliumkerne ⁴He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen nahezu simultan zusammenstoßen (daher der Name 3α-Prozess). Da für ein solches Zusammentreffen eine niedrige Wahrscheinlichkeit besteht, ist ein langer Zeitraum nötig, um Kohlenstoff zu erzeugen. Eine Konsequenz daraus ist, dass durch den Urknall kein Kohlenstoff produziert wurde, weil die Temperatur rasch unter die für die Fusion benötigte abfiel. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet. Gewöhnlich ist die Wahrscheinlichkeit für das Auftreten des 3α-Prozesses also sehr gering. Der energetische Grundzustand von ⁸Be entspricht jedoch fast genau der Energie zweier α-Teilchen. Die Energie der beiden Kerne ⁸Be und ⁴He aus dem zweiten Schritt entspricht wiederum fast genau der Energie eines Anregungszustandes des ¹²C. Diese beiden Resonanzen erhöhen stark die Wahrscheinlichkeit, dass ein ankommendes α-Teilchen mit einem ⁸Be zu ¹²C fusionieren wird.

Folgereaktionen

Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass einige der Kohlenstoffkerne ¹²C mit weiteren Heliumkernen ⁴He fusionieren können, wobei das stabile Isotop ¹⁶O des Sauerstoffs erzeugt und Energie freigesetzt wird: :¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff ¹⁶O mit α-Teilchen fusionieren würde, um Neon ²⁰Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von Kernspinregeln als unwahrscheinlich heraus. Das führt zu einer Situation, in der die stellare Nukleosynthese große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff produziert, aber von einer Umwandlung der meisten dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente abgehalten wird. Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden damit die »Asche« des Heliumbrennens; der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im Wesentlichen aus diesen beiden Elementen.

Kohlenstofflieferant

Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen Generation in der Lage waren, ¹²C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als primäres Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet. Die Tatsache, dass die Existenz von Kohlenstoff im Universum von der genauen Höhe des angeregten Energieniveaus des Berylliumkerns ⁸Be abhängt, sowie die geringe Wahrscheinlichkeit weiter führender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff, wurde von Fred Hoyle als Beweis für das anthropische Prinzip kontrovers diskutiert.

Multimedialinks

- Real Video Stream:
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050413.rm Was ist die Beryllium-Barriere?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Siehe auch: Heliumflash Kategorie:Astrophysikalischer Prozess

Planetarischer Nebel

Ein Planetarischer Nebel ist ein astronomisches Objekt und besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird. Der Name ist irreführend, denn ein solches Objekt hat nichts mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung stammt daher, dass einige der Nebel im Teleskop Ähnlichkeiten zu den planetaren Gasriesen aufweisen. Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr gering. In unserer Galaxie, der Milchstraße, sind rund 1.500 Planetarische Nebel bekannt. Planetarische Nebel spielen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxie, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Kalzium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert. In anderen Galaxien sind Planetarische Nebel manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte, die genug Information liefern, um etwas über die chemische Zusammensetzung zu erfahren. Mit dem Hubble-Weltraumteleskop wurden Aufnahmen von vielen Planetarischen Nebeln gemacht. Ein Fünftel der Nebel weist eine kugelförmige Gestalt auf. Die Mehrzahl ist jedoch komplex aufgebaut und weist unterschiedliche Formen auf. Die Mechanismen der Formgebung sind noch nicht genau bekannt. Mögliche Ursachen könnten Begleitsterne, Sternwinde oder Magnetfelder sein.

Beobachtungsgeschichte

Planetarische Nebel sind im Allgemeinen schwach leuchtende Objekte und deshalb mit dem bloßen Auge nicht beobachtbar. Der erste entdeckte Planetarische Nebel war der Hantelnebel im Sternbild Fuchs. Er wurde 1764 von Charles Messier entdeckt und wird in seinem Katalog mit dem Index M 27 aufgeführt. Da die optische Auflösung der damaligen Teleskope relativ gering war, sah ein Planetarischer Nebel darin wie eine neblige Scheibe aus. Da Gasplaneten einen ähnlichen Anblick boten, könnte dies der Grund sein, dass Wilhelm Herschel, der Entdecker des Planeten Uranus, ihnen das Adjektiv planetarisch gab. Diese Bezeichnung wurde bis heute beibehalten. Adjektiv Die Zusammensetzung Planetarischer Nebel blieb unbekannt, bis in der Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten spektroskopischen Beobachtungen durchgeführt wurden. William Huggins war einer der ersten Astronomen, die das Lichtspektrum astronomischer Objekte studierten, indem er mit Hilfe eines Prismas ihr Licht zerstreute. Seine Beobachtungen von Sternen zeigten ein durchgehendes, d. h. kontinuierliches Spektrum mit einigen dunklen Absorptionslinien. Wenig später fand er heraus, dass einige neblige Objekte, wie der Andromedanebel, ein ganz ähnliches Spektrum aufwiesen. Diese Nebel stellten sich später als Galaxien heraus. Als Huggins jedoch den Katzenaugennebel beobachtete, fand er ein ganz anderes Spektrum vor. Dieses war nicht kontinuierlich mit ein paar Absorptionslinien, sondern wies lediglich einige Emissionslinien auf. Die hellste Linie hatte eine Wellenlänge von 500,7 Nanometern. Dies stand in keinem Zusammenhang mit irgend einem bekannten chemischen Element. Zunächst wurde daher angenommen, es handle sich um ein unbekanntes Element, das daraufhin den Namen Nebulium erhielt. 1868 hatte man bei der Untersuchung des Spektrums der Sonne das bis dahin unbekannte Element Helium entdeckt. Obwohl man bereits kurz nach dieser Entdeckung das Helium auch in der Erdatmosphäre nachweisen und isolieren konnte, fand man Nebulium nicht. Anfang des 20. Jahrhunderts schlug Henry Norris Russell vor, dass es sich nicht um ein neues Element handele, das die Wellenlänge 500,7 nm hervorrief, sondern eher ein bekanntes Element in unbekannten Verhältnissen. In den 1920er Jahren wiesen Physiker nach, dass das Gas in den Planetarischen Nebeln eine extrem niedrige Dichte besitzt. Elektronen können in den Atomen und Ionen metastabile Energielevel erreichen, die sonst bei höheren Dichten durch die ständigen Kollisionen nur kurzzeitig existieren können. Elektronenübergänge im Sauerstoff führen zu einer Emission bei 500,7 nm. Spektrallinien, die nur in Gasen mit sehr niedrigen Dichten beobachtet werden können, werden verbotene Linien genannt. verbotene Linien Bis Anfang des 20. Jahrhunderts ging man davon aus, dass Planetarische Nebel die Vorstufen von Sternen darstellen. Man glaubte, dass sich die Nebel unter der eigenen Schwerkraft zusammenzögen und im Zentrum einen Stern bildeten. Spätere spektroskopische Untersuchungen zeigten jedoch, dass sich alle Planetarischen Nebel ausdehnen. So fand man heraus, dass die Nebel die abgestoßenen äußeren Schichten eines sterbenden Sterns darstellen, der als sehr heißes, aber lichtschwaches Objekt im Zentrum zurückbleibt. Gegen Ende des 20. Jahrhunderts half die fortschreitende Technologie, die Entwicklung der Planetarischen Nebel besser zu verstehen. Durch Weltraumteleskope konnten Astronomen auch emittiertes Licht außerhalb des sichtbaren Spektrums untersuchen, das wegen der Erdatmosphäre mittels bodengebundener Observatorien nicht beobachtet werden kann. Durch Beobachtung der infraroten und ultravioletten Strahlungsanteile der Planetarischen Nebel kann man deren Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung viel genauer bestimmen. Mit Hilfe von CCD-Technologien lassen sich die Spektrallinien viel präziser bestimmen und so auch extrem schwache Linien sichtbar machen. Planetarische Nebel, die in bodengebundenen Teleskopen einfache und regelmäßige Strukturen aufwiesen, zeigten infolge der hohen Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops sehr komplexe Gestalten.

Entstehung

Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne dar. Ein typischer Stern weist weniger als die doppelte Sonnenmasse auf. Seine Energie wird im Kern erzeugt, in dem die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium abläuft. Der dadurch entstehende Strahlungsdruck verhindert, dass der Stern durch seine eigene Gravitation kollabiert. Es stellt sich ein stabiler Zustand ein, der über Milliarden von Jahren andauern kann. Nach mehreren Milliarden Jahren sind die Wasserstoffvorräte im Kern verbraucht. Der Strahlungsdruck lässt nach und der Kern wird durch die Gravitationskräfte komprimiert und heizt sich auf. Die Temperatur im Kern steigt in dieser Phase von 15 Millionen auf 100 Millionen K an. Im Kern fusioniert nun Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. In der „Schale“ um den Kern fusioniert Wasserstoff zu Helium. Als Folge dehnt sich die Hülle des Sterns stark aus, er tritt in das Stadium eines Roten Riesen ein. Roten Riesen Die Heliumfusion ist sehr temperaturempfindlich und besitzt eine Reaktionsgeschwindigkeit, die proportional zur 40. Potenz der Temperatur ist. Bei einer Temperaturerhöhung um nur 2 % verdoppelt sich die Reaktionsrate. Das macht den Stern sehr instabil – eine kleine Erhöhung der Temperatur führt sofort zu einem erheblichen Anstieg der Reaktionsgeschwindigkeit, die erhebliche Energien freisetzt, wodurch die Temperatur noch mehr steigt. Die Schichten, in denen gerade die Heliumfusion stattfindet, dehnen sich mit starker Geschwindigkeit aus und kühlen sich dadurch wieder ab, wodurch die Reaktionsrate wieder herabgesetzt wird. Die Folge ist eine starke Pulsation, die manchmal stark genug ist, um die ganze Sternatmosphäre in den Weltraum zu schleudern. Das Gas der Sternhülle dehnt sich anfangs mit einer Geschwindigkeit von 20 bis 40 Kilometern pro Sekunde aus und besitzt eine Temperatur von etwa 10.000 K. Dieser vergleichsweise langsame Sternwind bildet die Hauptmasse des Nebels. In dem Maße, wie der Stern nach und nach seine äußeren Hüllen verliert und den immer heißeren Kern freilegt, wechselt seine Farbe von orange über gelb bis hin zu weiß und schließlich blau – ein sichtbares Zeichen, dass seine Oberflächentemperatur auf über 25.000 K ansteigt. Wenn die freigelegte Oberfläche rund 30.000 K heiß ist, werden genug hochenergetische ultraviolette Photonen ausgesendet, um das zuvor ausgeworfene Gas zu ionisieren. Die Gashülle wird nun als Planetarischer Nebel sichtbar. Der Stern im Zentrum hat das Stadium eines Weißen Zwerges erreicht.

Dauer der Sichtbarkeit des Nebels

Die ausgestoßenen Gase der Planetarischen Nebel bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von einigen Kilometern pro Sekunde vom Zentrum weg. Der Sternwind flaut im Laufe der Zeit vollständig ab, und beim Gas tritt eine Rekombination ein, wodurch es unsichtbar wird. Für die meisten Planetarischen Nebel beträgt die Zeitspanne zwischen Formation und Rekombination ungefähr 10.000 Jahre.

Galaktische Recycler

Planetarische Nebel spielen eine wichtige Rolle in der Entwicklung einer Galaxie. Das frühe Universum bestand fast vollständig aus Wasserstoff und Helium. Erst durch die in den Sternen ablaufende Nukleosynthese wurden die schwereren Elemente erzeugt, die in der in der Astrophysik auch Metalle genannt werden. Die Gase von Planetarischen Nebeln enthalten zu großen Teilen Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, mit denen sie die interstellare Materie anreichern. Nachfolgende Sterngenerationen bestehen zu einem geringen Anteil aus diesen schweren Elementen, der jedoch einen Einfluss auf die Sternentwicklung hat. Die Planeten bestehen zu einem großen Teil aus schweren Elementen. Neben den Planetarischen Nebeln stoßen auch Supernovaexplosionen in der Endphase massereicher Sterne schwere Elemente aus.

Eigenschaften

Physikalische Eigenschaften

Typische Planetarische Nebel sind zu etwa 70 % Wasserstoff und 28 % Helium zusammengesetzt. Den restlichen Anteil bilden hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren anderer Elemente. Sie haben einen Durchmesser von rund einem Lichtjahr und bestehen aus extrem verdünntem Gas mit einer Dichte von rund 1.000 Teilchen pro Kubikzentimeter. Die höchste Dichte besitzen „junge“ Planetarische Nebel mit bis zu einer Millionen Teilchen pro Kubikzentimeter. Im Laufe der Zeit führt die Ausdehnung des Nebels zur Verringerung seiner Dichte. Lichtjahr Der Stern im Zentrum heizt durch seine Strahlung die Gase auf eine Temperatur von rund 10.000 K auf. Entgegen den Erwartungen ist die Gastemperatur meist höher, je weiter man vom Zentrum wegschaut. Das liegt daran, dass energiereiche Photonen seltener absorbiert werden als weniger energiereiche. In den Randbereichen des Nebels sind die gering energetischen Photonen bereits absorbiert worden und die übrig gebliebenen hochenergetischen Photonen führen dann zu der stärkeren Temperaturerhöhung. Planetarische Nebel kann man entweder mit „materiebegrenzt“ oder „strahlungsbegrenzt“ beschreiben. Im ersteren Fall ist so viel Materie um den Stern, dass alle ultravioletten Photonen, die emittiert worden sind, absorbiert werden und so der Nebel von neutralem Gas umgeben ist. Im anderen Fall wird die Strahlung durch die Materie begrenzt. Dabei werden genügend Photonen emittiert, um das gesamte Gas des Nebels zu ionisieren. Nebel, die Regionen aus ionisiertem Wasserstoff enthalten, nennt man Emissionsnebel. Sie bestehen zum größten Teil aus einem Plasma, in dem ionisierter Wasserstoff (Protonen) und freie Elektronen vorkommen. Anders als bei einem „einfachen“ Gas erhält der Nebel durch das Plasma charakteristische Eigenschaften wie Magnetfeld, Plasma-Doppelschichten, Synchrotronstrahlung und Plasmainstabilitäten.

Anzahl und Vorkommen

Derzeit sind rund 1.500 Planetarische Nebel in unserer Galaxie bekannt, die aus etwa 200 Milliarden Sterne besteht. Wenn man die sehr kurze Existenz der Nebel in Relation zum gesamten „Sternleben“ sieht, wird die geringe Anzahl verständlich. Man findet sie meist um die Ebene der Milchstraße, mit der größten Konzentration im Galaktischen Zentrum. Es sind nur ein oder zwei Planetarische Nebel in Sternhaufen bekannt. Vor kurzem hat eine systematische fotografische Durchmusterung des Himmels die Anzahl der bekannten Planetarischen Nebel drastisch erhöht. Obwohl CCDs den chemischen Film in der modernen Astronomie bereits ersetzt haben, wurde dabei ein Kodak-Technical-Pan-Film eingesetzt. In Kombination mit einem speziellen Filter für die Isolation der typischen Wasserstofflinien, die in allen Planetarischen Nebeln vorkommen, konnten auch sehr lichtschwache Objekte nachgewiesen werden.

Gestalt

Kodak Im Allgemeinen haben Planetarische Nebel eine symmetrische und ungefähr sphärische Gestalt, es existieren jedoch auch sehr unterschiedliche und komplexe Formen. Ungefähr 10% sind stark bipolar ausgeprägt, einige sind asymmetrisch; ein Exemplar ist – von uns aus gesehen – sogar rechteckig. Die Ursache der Formenvielfalt ist bislang nicht genau bekannt. Vermutlich entstehen die Formen durch Gravitationswirkungen von Begleitersternen. Eine andere Möglichkeit wäre, dass massereiche Planeten den Materiefluss stören, wenn sich der Nebel ausformt. Im Januar 2005 wurde erstmals ein Magnetfeld um die zentralen Sterne zweier Planetarischer Nebel gefunden. Man nimmt an, dass dieses Feld teilweise oder vollständig für die außergewöhnliche Struktur verantwortlich ist.

Aktueller Forschungsgegenstand

Ein Hauptproblem bei der Erforschung Planetarischer Nebel besteht darin, dass man ihre Entfernung nur schwer bestimmen kann. Bei relative na