Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

die Phasen unter dem Gesichtspunkt der Element-Nukleosynthese und der Position der Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm für Sterne mit verschiedenen Massen im Detail. Zur Übersicht wird diese Entwicklung hier kurz zusammengefasst.
    Nachdem in einem Stern die Kernfusion gezündet hat, nimmt der Stern im Diagramm seinen Platz auf der Hauptreihe ein. Denn erst ab dann besitzt er eine stabile Temperatur und Leuchtkraft. Entsprechend werden die Sterne Hauptreihensterne genannt. Wo genau er aber auf der Hauptreihe steht, richtet sich nach seiner Masse. Es besteht eine enge Beziehung zwischen der Masse und der Leuchtkraft in dieser Lebensphase. Denn rechts unten befinden sich masseärmere Sterne mit niedriger Temperatur und geringer Leuchtkraft. Links oben ist das Gebiet der massereicheren Sterne mit sehr hohen Temperaturen und großen Leuchtkräften. Massereichere Sterne durchlaufen ihre Entwicklung somit weiter oben im Diagramm als masseärmere Sterne. Unsere Sonne ist ein Beispiel für einen massearmen Hauptreihenstern, der etwa ein Drittel vom unteren Ende weg auf der Hauptreihe steht.
    Die Zeit auf der Hauptreihe ist die längste Lebensphase für einen Stern. Alle Sterne verbringen dort nämlich 90% ihres Lebens. Tabelle 4.1 listet die Lebenszeit auf der Hauptreihe für Sterne mit verschiedenen Massen auf.
Tabelle 4.1 : Lebenszeit auf der Hauptreihe und Gesamtlebenszeit von Sternen mit verschiedenen Massen.

Anfangsmasse in Sonnenmassen
Zeit auf der Hauptreihe in Mio Jahren
Gesamtlebenszeit in Mio. Jahren
0,8
2,0 × 10 4
3,2 × 10 4
1
9,2 × 10 3
1,2 × 10 4
2
8,7 × 10 2
1,2 × 10 3
5
78
102
15
11
13
25
6,7
7,5
    Da die Sterne so lange auf der Hauptreihe verweilen, ist es nicht verwunderlich, dass in einer nicht speziell ausgewählten Stichprobe von Sternen ca. 90% der beobachteten Objekte Hauptreihensterne sind. Während dieser 90% seines Lebens verändert sich der Stern nur wenig, denn er verbrennt währenddessen in seinem Zentrum Wasserstoff zu Helium. Seine Position auf der Hauptreihe verändert sich dementsprechend auch nicht. Mit einer Lebenserwartung von 10 Milliarden Jahren befindet sich die Sonne schon seit 4,5 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe. Erst in etwa 4 bis 5 Milliarden Jahren wird sie in ihre nächste Lebensphase eintreten. Sterne mit geringeren Massen als die Sonne verbringen noch wesentlich längere Zeit auf der Hauptreihe, da sie noch viel länger leben. Aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft verbrauchen sie ihren Wasserstoff im Zentrum nur sehr langsam. Im Gegensatz dazu verbrennen massereichere, leuchtkräftigere Sterne ihren Wasserstoffvorrat sehr rasch und erreichen ihr Lebensende dementsprechend auch wesentlich schneller. Die unterschiedlichen Zeitskalen der Entwicklung von Sternen mit unterschiedlichen Massen ist in Abbildung 4.3 illustriert.

Abb. 4.3 : Entwicklungszeiten von Sternen verschiedener Masse von der Hauptreihe weg bis kurz vor ihr Lebensende. Massereichere, leuchtkräftigere Sterne liegen weiter oben auf der Hauptreihe, von der aus sie ihre Entwicklung beginnen. Masseärmere, schwächere Sterne wie die Sonne befinden sich weiter unten.
    Nach dem Hauptreihenstadium beginnt der Stern die sogenannte Riesenastphase zu durchlaufen. Dafür muss der Stern zunächst am Turn-off-Punkt von der Hauptreihe abbiegen. Auf dem Roten Riesenast verbringt er dann den größten Teil seiner verbleibenden Lebenszeit. So wird ein Stern mit einer Sonnenmasse für ca. 1 Milliarde Jahre zum Roten Riesen. Im Fall eines Sterns mit 10 Sonnenmassen dauert diese Phase aber nur etwa 1 Million Jahre. Strenggenommen haben Rote Riesen allerdings keine rote Farbe, sondern sind eher orangefarben. Prominente Beispiele, die man mit bloßem Auge am Himmel sehen kann, sind Aldebaran, das »rote« Auge im Sternbild des Stiers, und Beteigeuze, der linke Schulterstern des Orion, der in Abbildung 3.A im Farbbildteil gesehen werden kann. Auch die Sonne wird sich in geraumer Zeit von ihrer Stelle auf der Hauptreihe zum Riesenast begeben und dann zum Roten Riesen werden.

Abb. 3.A
    Die weitere Entwicklung eines Sterns sowie sein Endstadium hängen ganz von seiner Masse ab. Ein Stern wird als massearm bezeichnet, wenn er weniger als ca. 2 bis 3 Sonnenmassen besitzt. Sterne mit Massen zwischen 2–3 und 8 Sonnenmassen sind strenggenommen nicht mehr massearm, aber auch noch nicht wirklich massereich. Wir werden sie als mäßig massereich bezeichnen. Als massereich gilt ein Stern dann, wenn er nach seiner Entstehung mindestens