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.
Ja, ja … die Sache mit dem „Hell leuchten“ … ich hatte ..äh, sagen wir, vor langer Zeit, in meinen Kindertagen ein SF-Groschenheftchen in der Hand. Die Hauptpersonen waren Menschen, aber es gab auch einen, der von einem Planeten einer ultraheißen Riesensonne kam. (Schon mal ein Punkt, der nicht klappt.) Aber diese Riesensonne soll auch noch wegen der Temperatur-Leuchtkraft-Beziehung eine Ultraviolett-Sonne gewesen sein – und damit für menschliche Augen unsichtbar! (Wat??)
Sowas ist natürlich ein herber Schlag fürs Lesevergnügen.
„Er ist zwar erst knapp eine Million Jahre alt“ – wie bestimmt man eigentlich das Alter eines Sternes?
„Wer hell leuchtet, der leuchtet zwar hell – aber auch kurz“
ist das n Zitat aus „Blade Runner“?
@Anhaltiner: „wie bestimmt man eigentlich das Alter eines Sternes?“
Hmm – Altersbestimmung ist nicht trivial. Das kann man schätzomativ machen, wenn man z.B. über die Leuchtkraft/Masse geht und ein paar Näherungsformeln benutzt. Oder genauer, wenn man Spektroskopie betreibt und sich genau ansieht, was da alles für Elemente im Stern drin sind. Daraus kann man dann auch Rückschlüsse ziehen, wie alt er ist. Je mehr Helium z.B. drin ist, desto älter muss er sein – denn das Helium muss er ja erstmal aus Wasserstoff fusionieren.
Ich habe mal gelesen, dass ein Stern, wenn er x-mal größer als die Sonne ist zum Neutronenstern wird, und wenn er y-mal größer ist zum schwarzen Loch. Hierbei waren x und y relativ kleine Zahlen.
Meine Frage: Da unsere Sonne ja ein ziemlicher Winzling ist, und größere Sterne gleichzeitig eine kürzere Lebenserwartung haben, müsste unser Universum dann nicht voll sein mit Neutronensternen und schwarzen Löchern? Oder gibt es doch nicht so viele große Sterne, wie man (nach dem Lesen von Artikeln wie diesem) so glaubt?
Jup:
Und die Musik am Ende des Videos ist die Blade Runner Titelmusik von Vangelis….
Ziemlich viele Blade Runner Anspielungen hier, Florian.
Soll uns das was sagen? 😉
@derari:
Massereiche Sterne sind eher seltene Objekte. Dass wir so viele davon beobachten können, beruht einfach auf einem Auswahleffekt: die anderen kriegen wir nicht so leicht zu sehen. Tatsächlich dürften rote Zwergsterne bei weitem die größte Population stellen.
Andererseits ist es schon richtig: Neutronensterne und stellare schwarze Löcher sind gar nicht so selten. Aber auch an diesem Ende der Skala stellt sich das gleiche Beobachtungsproblem: sie sind nicht einfach zu finden.
@Redfox: „Ziemlich viele Blade Runner Anspielungen hier, Florian. Soll uns das was sagen? 😉 „
Eigentlich nicht – ich hab den Film nie gesehen 😉
Ich wusste nicht, wo ich es posten sollte, deswegen stelle ich die Frage einfach mal hier: In allen Abbildungen zum Sonnensystem wird eine eher zwei-dimensionale Darstellung verwendet, wobei die Umlaufbahnen der Planeten alle auf einer Ebene liegen. Entspricht das der Wirklichkeit?
Irgendwie lustig das man die ’schwere‘ eines Sternes messen kann, wenn ich nicht so ne Mathe-Niete wäre dann wäre manches für mich weitaus verständlicher 🙂
JV: die sogenannte „Ekliptik“ ist die Ebene, auf der alle Planetenbahnen liegen. Natürlich liegen die Planeten nicht exakt auf dieser Ebene, sonst würden sich die Planeten ja ständig gegenseitig bedecken. Das ist eher so ein Mittelwert. Ich glaub, Pluto wurde schon immer etwas schief angesehen, weil er da so rausfiel. 🙂
@Marcel
In diesem Fall (also Doppelsternsystem) ist das relativ einfach, da muss man nur die 4 Grundrechenarten beherrschen und ein bisschen Newton’sche Mechanik. Man könnte die Masse auch aus der Leuchtkraft der Objekte bestimmen, dann wird’s aber ein bisschen komplizierter.
Vielleicht ist dieser superschwere Stern ja schon lange hops gegangen, dauert ja 22000 Jahre bis wir das mitbekommen.
@Florian:
Moment – mit der Spektroskopie kann ich doch nur bestimmen, was in der Photosphäre (also äußere Hülle) des Sterns drin ist; das Helium wird aber im Innersten durch Fusion erzeugt. Und soweit ich mich erinnere, werden die meisten Sterne im Laufe ihres Lebens nicht gerade gut durchmisch; das Helium bleibt also größtenteils oder sogar komplett innen drin, und von außen sehen wir nichts davon. Erst wenn der Stern zur Supernova wird (oder auf ähnliche Weise viel Masse abgibt), bekommen wir zu sehen, was innen drin war. Oder erinnere ich mich da falsch, und das Helium kommt doch irgendwie schon früher raus?
„Hmm – Altersbestimmung ist nicht trivial“
natürlich ist es nicht trivial, nicht nur weil es nicht einfach ist, sondern weil trivial nicht einfach bedeutet. „trivial“ bedeutet soviel wie „altbekannt“. deswegen ist etwas auch trivial, wenn sich etwas aus der definition ergibt (sei p eine primzahl, dann ist es trivial das 1 und p die natürlichen teiler sind). 1+1 dagegen ist einfach aber nicht trivial und das werde ich auch sehr schnell merken, wenn ich das einen prof weiss machen will. 🙂
[klugscheiß-modus off/] 😉
Wenn ich das ganze richtig verstanden habe gibt es eigentlich keine lineare Zeit, sondern sie schreitet immer nur langsamer oder schneller vorwärts, je nachdem wie hoch die gravitationskraft in der umgebung ist.
Das ist dann zB der grund warum bei theoretischen wurmlöchern mitten zwischen beiden raumpunkten die zeit stehen bleiben müsste.
DH das maximale alter eines sterns müsste doch auch von seiner gravitation abhängen: je höher die gravitation, desto länger lebt er (wenn man alle von dir genannten faktoren außer acht lässt).
weiß man in etwa wieviel einfluss dieses phänomen auf die lebensdauer eines sterns hat?
Wenn mein gedankengang richtig ist, dann müsste doch auch sogar das licht, je nachdem von welchem punkt des universums aus man es betrachtet, „schneller“ oder „langsamer“ sein (die geschwindigkeit bleibt wohl gleich, aber die beobachtete ist abhängig von der zeit und damit nicht konstant).
Hmm.. ich sollte nicht in meinem bekanntenkreis rumerzählen was mit sonntag morgen nach dem aufstehen durch den kopf geht. Man könnte mich für verrückt halten. Ist alles dein blog schuld! ^_^
@Florian
Du musst, glaube ich, Deinen Artikel korrigieren:
Artikel von heute spricht von einer ‚belegten‘ Hypersonne mit über 300 Sonnenmassen! https://scinexx.de/wissen-aktuell-11979-2010-07-21.html
;-(