Sterne sind groß! Obwohl Größe ja auch wieder relativ ist. Vergleicht man die Sonne mit den Maßstäben, die wir Menschen gewohnt sind, dann ist sie unvorstellbare groß; eine gewaltige Kugel aus Plasma und Gas. Aber rein astronomisch gesehen klassifiziert man die Sonne als gelben Zwergstern – denn sie gehört zu den kleineren Exemplaren unter den Sternen.
Aber wie groß kann ein Stern denn nun eigentlich werden?
Große Sterne, kleine Sterne
Das folgende Video habe ich schonmal gepostet; man sieht hier gut die Vielfalt die es bei den Sternen gibt. Es gibt Winzlige, die kaum größer sind als der Planet Jupiter – und es gibt wahre Monster von Sternen gegen die unsere Sonne verschwindend klein aussieht.
Ein Stern kann aber nicht beliebig groß sein. Es gibt gewisse Grenzen, die von der Physik gesetzt werden.
Am unteren Ende der Skala liegt die Grenze in der Fähigkeit eines Himmelskörpers selbständig dauerhaft Energie zu erzeugen begründet. Planeten wie unsere Erde produzieren kein Energie mehr. Sie leuchten weil sie das Licht der Sonne reflektieren und manche Planete wie zum Beispiel der Jupiter strahlen auch noch Wärmeenergie ab. Das liegt aber nur daran, dass der Jupiter immer noch unter seinen eigenen Schwerkraft kontrahiert und dabei Gravitationsenergie in Wärmeenergie umwandelt und abgibt. Dieser Vorgang ist ein Resultat der Planetenentstehung und hat nichts mit dem zu tun, was in Sternen passiert.
Dort findet Kernfusion statt und damit das passieren kann, muss der Himmelskörper mindestes 80 mal schwerer sein als Jupiter! Es gibt auch noch eine Klasse von Übergangsobjekten. Himmelskörper, die zwischen etwa 13 mal und 80 mal so schwer sind wie Jupiter nennt man Braune Zwerge. Sie sind gerade schwer genug, dass in ihnen während eines sehr begrenzten Zeitraums Kernfusion stattfinden kann (allerdings wird kein Wasserstoff verbrannt wie in den Sternen sondern Deuterium).
Genauso wie die Untergrenze für die Sternmasse hängt auch die Obergrenze von der Kernfusion ab. Um das genauer zu verstehen, muss man sich überlegen, wie ein Stern eigentlich so funktioniert. Die Vorgänge im Inneren eines Sterns sind natürlich hoch komplex und heute immer noch nicht vollständig verstanden. Aber für unsere Zwecke müssen wir diese Details auch nicht kennen. Für ist ein Stern erstmal ein sehr simples Ding, das von genau zwei Kräften beherrscht wird.
Zwei Kräfte
Da ist einmal die Gravitationskraft. Irgendwann begann eine große Wolke aus Gas einmal damit, sich unter ihrer eigenen Gravitation zusammenzuziehen und immer kompakter zu werden. Dadurch stieg in ihrem Inneren natürlich auch der Druck und die Temperatur – solange, bis die Werte hoch genug waren, dass die Kernfusion einsetzen konnte. Der Stern fusionierte nun die Wasserstoffatome des Gases zu Helium und fing an zu leuchten. Gleichzeitig setzte die zweite Kraft ein: der Strahlungsdruck. All die im Kern des Sterns erzeugte Strahlung dringt und drückt nach außen und wirkt so der Gravitationskraft entegegen. Der Kollaps stoppt und der Stern befindet sich in einem Gleichgewichtszustand.
Ein Stern ist auch eigentlich nur dann ein Stern, wenn er sich in diesem Gleichgewichtszustand befindet. In der Phase davor nennt man ihn “Protostern” – erst mit dem Beginn der Fusion und dem Einsetzen des Gleichgewichts zwischen Gravitation und Strahlung wird er zum sogenannten Hauptreihenstern. Irgendwann aber ist auch diese Phase zu Ende und der Stern “stirbt”. Je nach den Eigenschaften des Sterns setzen sich hier die beiden Kräfte auf verschiedene Art und Weise durch. Wenn der ganze Wasserstoff verbraucht ist, sinkt der Strahlungsdruck erstmal und die Gravitation wird wieder stärker: der Stern wird wieder kleiner und sein Kern dichter. Dadurch steigt wieder die Temperatur und neue Arten der Kernfusion können einsetzen. Das erhöht wiederum den Strahlungsdruck und der Stern dehnt sich aus. Unsere Sonne wird sich zum Beispiel auf diese Art und Weise gegen Ende ihres Leben zu einem gewaltig großen Roten Riesen aufblähen und die äußeren Bereiche ihrer Atmosphäre komplett abstoßen. Das Innere der früheren Sonne wird dann aber im Gegenzug sehr stark komprimiert werden und einen Weißen Zwerg bilden. Bei anderen Sternen verläuft der Vorgang viel rabiater; sie explodieren regelrecht und in dieser Supernova wird der Rest des Sternes noch weiter zu einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch komprimiert.
So weit zu Geburt und Tod der Sterne und der wichtigen Gleichgewichtsphase dazwischen, die das eigentlich Leben darstellt. Das kann ganz unterschiedlich lange dauern. Unsere Sonne ist schon knapp 5 Milliarden Jahre alt und hat noch einige Milliarden Jahren an ruhiger Brennzeit vor sich, bevor eine der beiden Kräfte die Überhand gewinnt. Das sie so lange lebt liegt daran, dass sie so klein ist und deswegen nur bei moderaten Temperaturen brennt. Je mehr Masse ein Stern hat, desto größer ist natürlich auch der Druck, der in seinem Kern herrscht; desto größer ist die Temperatur und desto schneller verbrennt der Stern seinen Wasserstoff. Die großen Hyperriesen mögen zwar enorm groß und hell sein – dafür leben sie aber auch nur nur einige Millionen Jahre lang. Und sind sie zu groß, dann kann man gar nicht mehr von einem richtigen Leben als Stern sprechen; dann ist der Strahlungsdruck so gewaltig, dass sie sofort zerrissen werden. Die exakte Obergrenze zu berechnen ist allerdings knifflig, denn hier muss man dann doch die Vorgänge im Stern detailliert betrachtet. Mehr als 150 Sonnenmassen sind jedoch sicherlich nicht möglich.
Wo sind die Riesensterne?
Solche großen Sterne, die an der Obergrenze des theoretisch möglichen liegen sind naturgemäß nicht leicht zu finden. Sie mögen zwar hell sein – aber sie leben auch nur sehr kurz und die Wahrscheinlichkeit einen zu finden, ist gering.
Die Europäische Südsternwarte (ESO) hat nun allerdings Glück gehabt und gleich zwei solcher Riesensterne gefunden! Mit dem Very Large Telescope (VLT) hat man den Nebel NGC 3603 beobachtet. Das ist ein sehr helles und dichtes Sternentstehungsgebiet in unserer Milchstrasse (22000 Lichtjahre entfernt) und eignet sich daher hervorragend, um auf die Suche nach den schnelllebigen Riesensternen zu gehen.
NGC 3603 (Bild: ESO)
Und man ist fündig geworden! Entdeckt hat man ein Doppelsternsystem. Das ist äußerst praktisch – denn normalerweise ist es recht knifflig, genau Werte für die Masse eines Sterns zu bestimmen. Zwei Doppelsterne umkreisen einander aber und wir kennen die Gesetze, nach denen sie das tun (es sind die gleichen Keplerschen Gesetze die auch die Bewegung der Planeten um die Sonne beschreiben). Beobachtet man also, wie sich die Sterne umeinander bewegen, dann kann man auch ihre Massen berechnen. Einer der beiden Sterne ist gewaltige 89 mal schwerer als unsere Sonne! Und ist er der kleinere des Paares! Der größere Stern trägt den Namen NGC 3603-A1 und 116 mal massiver als die Sonne!
Das ist der bisher schwerste bekannte Stern in unserer Milchstrasse und NGC 3603-A1 wird (nach kosmischen Maßstäben) nicht mehr lange zu leben haben. Er ist zwar erst knapp eine Million Jahre alt, kann aber auf keine lange Zukunft mehr blicken. Wer hell leuchtet, der leuchtet zwar hell – aber auch kurz.
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