Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

8 Mal schwerer als die Sonne ist. Einige sind sogar sehr viel wuchtiger und besitzen bis zu 100 Sonnenmassen.
    Nach der Riesenastphase gibt es dann noch zwei weitere Äste, den horizontalen Riesenast, kurz auch Horizontalast genannt, und den asymptotischen Riesenast. Nach Beendigung der Riesenastphase springt der Stern vom Riesenast auf dem Horizontalast. Wie der Name besagt ist der Horizontalast eine Phase, in der sich die Leuchtkraft des Sterns nur wenig ändert. Er befindet sich etwa in der Mitte des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Von dort aus wandert der Stern dann auf den asymptotischen Riesenast, der ihn zum rechten oberen Ende des Diagramms führt. In diesem Gebiet erwartet den Stern als kernfusionierendes Objekt dann sein Lebensende. Die Überreste massearmer Sterne, sogenannte Weiße Zwerge, wandern dann von dort durch ihr langsames Abkühlen in den linken unteren Teil des Diagramms.
    Ein interessantes Beispiel für ein Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das eines Sternhaufens, da man die Verteilung der verschiedenen Sterne dann besonders gut beobachten kann. Da die vielen Mitglieder eines Sternhaufens alle gleich alt sind und die gleiche Zusammensetzung haben, sind es die Massen der einzelnen Sterne und damit ihre Leuchtkräfte, die sie unterscheiden. Die verschiedenen Massen führen zu unterschiedlichen Zeitskalen, mit denen sich die jeweiligen Sterne entwickeln. Die massereichsten Sterne haben die kürzeren Lebensdauern und sitzen weit oben auf der Hauptreihe. Sie verlassen diese aufgrund ihrer großen Masse auch zuerst, um zu Roten Riesen zu werden. Nach und nach folgen immer masseärmere Sterne mit längeren Lebensdauern. Sie befinden sich weiter und weiter unten auf der Hauptreihe.
    Wenn man einen Sternhaufen beobachtet und dann ein Hertzsprung-Russell-Diagramm aller Mitgliedersterne anfertigt, wird man, je nach Alter des Haufens, nur noch die masseärmeren Sterne auf der Hauptreihe sehen. Von einer bestimmten Masse an sind also schon alle Sterne zu Roten Riesen geworden oder haben sogar schon ihr Lebensende erreicht. Kapitel 6 beschreibt die Sternhaufen und ihre Hertzsprung-Russell-Diagramme noch weiter.
    Abschließend sei gesagt, dass man sich bei der Arbeit mit metallarmen Sternen oft zunutze machen kann, dass man sowohl die Temperatur als auch die Schwerebeschleunigung an der Sternoberfläche mit Hilfe der beobachteten Daten, den Sternspektren, bestimmen kann. Dieses Vorgehen ist in Kapitel 7 weiter ausgeführt. Aber auch andere Methoden führen zum Ziel, welche bei den verschiedenen Arten von Sternen angewendet werden. So erhält man die beiden physikalischen Messgrößen, die für den Eintrag eines Sterns in das Hertzsprung-Russell-Diagramm benötigt werden. Dadurch kann das Entwicklungsstadium des Sterns bestimmt werden, welches u.a. für die Interpretation der chemischen Zusammensetzung von großer Bedeutung ist.

4.2. Ein Protostern bildet sich
    In klaren Winternächten zieht das vielleicht schönste Sternbild über den Himmel – der Jäger Orion. Unterhalb seiner Gürtelsterne stößt man auf ein kleines Nebelfleckchen, das im Fernrohr seine ganze Pracht entfaltet. Dieser sogenannte Orionnebel ist Teil einer riesigen Molekülwolke, die aus Wasserstoff, Helium und einer kleinen Prise Metallen besteht. Der rosa-lila schimmernde, 1600 Lichtjahre entfernte Nebel ist unzählige Male fotografiert worden, u.a. auch mit dem Hubble-Weltraum-Teleskop, da seine gewaltigen Gas- und Staubmassen sehr anmutig und zart aussehen. Eine dieser Aufnahmen kann in Farbabbildung 4.A betrachtet werden. Das Beste ist aber, dass man diesen Nebel sogar mit dem bloßen Auge sehen kann. Man muss nur wissen, wo man danach suchen muss: Der mittlere der drei Schwertsterne ist der Nebel selbst. Bei sehr guter Sicht oder mit einem Feldstecher ist er dort leicht auszumachen.

Abb. 4.A
    So kann jeder den Orionnebel am Himmel aufsuchen, um mit eigenen Augen einen Blick auf einen kosmischen Kreißsaal zu werfen. Denn der etwa 20 Lichtjahre ausgedehnte Nebel ist eine der prominentesten Regionen, in der aktive Sternentstehung beobachtet werden kann. Die Wolke aus kühlem und dichtem molekularen Wasserstoff und Staub, in der die neuen Sterne entstehen, ist allerdings für sichtbares Licht undurchlässig. Es ist uns also nicht möglich, eine »Sterngeburt« direkt zu sehen. Dennoch können die genauen Prozesse im Inneren der Wolke im infraroten Wellenlängenbereich beobachtet werden.
    In solchen Nebeln, die es zahlreich in der