Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

4.5 beschreibt, kann der Weiße Zwerg in diesem Fall nicht mehr weiter als solcher existieren und explodiert als Supernova.

4.4. Die Entwicklung eines massereichen Sterns
    Obwohl massereiche Sterne einen wesentlich größeren Vorrat an Wasserstoff als masseärmere Sterne besitzen, leben sie nicht länger. Im Gegenteil, diese Kolosse leuchten extrem hell, denn die Leuchtkraft eines Sterns nimmt etwa mit der dritten Potenz seiner Masse zu. Der Fusionsreaktor im Inneren eines massereichen Sterns läuft also ungleich hochtouriger als etwa in der massearmen Sonne. Entsprechend hoch ist der Brennstoffverbrauch. Massereiche Sterne bezahlen ihren extremen Energiehunger dementsprechend mit einer kurzen Lebensdauer. So ist der Energievorrat eines Sterns von 20 Sonnenmassen bereits nach wenigen Millionen Jahren erschöpft. Im Vergleich dazu reicht der Kernbrennstoff bei einem sehr massearmen Stern von nur einem Zehntel einer Sonnenmasse für mehr als eine Trillion Jahre.
    Auch massereiche Sterne verbringen 90% ihres Lebens auf der Hauptreihe, wo sie Wasserstoff zu Helium verbrennen. Genau wie bei massearmen Sternen kontrahiert der entstandene Heliumkern, während sich das Wasserstoffbrennen schalenförmig nach außen frisst. Dadurch wandert der Stern auf den Riesenast und beginnt bald danach das Heliumbrennen in seinem Zentrum. Die nachfolgenden Phasen verlaufen bei massereicheren Sternen jedoch anders: nämlich schneller und extremer, und weitere Kernbrennphasen können stattfinden.
    Das Heliumbrennen findet während der Riesenastphase statt. Bei massereichen Sternen ist der so entstandene Kohlenstoffkern genügend groß, so dass in der Kontraktionsphase nach dem Heliumbrennen Temperaturen von über einer Milliarde Grad Kelvin erreicht werden.
    Bei derart hohen Temperaturen und Dichten entstehen im Sterninneren große Mengen von Neutrino-Elementarteilchen. Da die Neutrinos kaum mit anderer Materie wechselwirken, verlassen sie den Stern augenblicklich, ohne hierbei wie die immer wieder gestreuten Photonen zum Druck gegen die Schwerkraft beizutragen. Die in die Entstehung der Neutrinos investierte Kernfusionsenergie geht dem Stern also sofort verloren und trägt nichts zu seiner Stabilisierung bei. Das Sterninnere kontrahiert weiter, heizt sich weiter auf, so dass die Kernreaktionen immer schneller ablaufen. Je heißer das Sterninnere, desto mehr Neutrinos werden jedoch erzeugt. Das Kernbrennen im Stern läuft also immer schneller und schneller ab. In einem Stern von 20 Sonnenmassen dauert das Kohlenstoffbrennen deswegen nur noch 100 Jahre; ohne die Neutrino-Energieverluste würde es 10 000 Jahre dauern. Als Beispiele sind Angaben zu den einzelnen Brennphasen und ihren Zeitskalen in einem massereichen Stern in Tabelle 3.4 aufgelistet.
    Es folgen weitere nukleare Brennphasen, die sich bei noch höheren Temperaturen vollziehen. Dementsprechend steigen die Neutrinoverluste ins Unermessliche. Die letzte Phase, das Siliziumbrennen, erfolgt bei etwa 3 Milliarden Grad Kelvin, und der Stern strahlt in einer einzigen Sekunde so viel Energie in Form von Neutrinos aus wie die Sonne in Form von Licht während einer Million Jahre. Das gesamte Siliziumbrennen geschieht innerhalb nur eines Tages, wobei aber mehr als eine Sonnenmasse Silizium in Eisen umgewandelt wird. Zu diesem Zeitpunkt besitzt der Stern einen Kern aus Eisen und Nickel, aus dem sich durch Fusion keine weitere Energie mehr gewinnen lässt. Außen um den Kern herum befinden sich die vielen Schalen mit den synthetisierten Elementen aus den verschiedenen Brennphasen. Der Stern ist zu einer riesigen »Element-Zwiebel« geworden, wie in Abbildung 3.10 gesehen werden kann.
    Besonders die fortgeschrittenen Brennphasen im Zentrum eines massereichen Sterns spielen sich also in sehr kurzer Zeit ab. Die äußere Hülle des Sterns ist jedoch von diesen Vorgängen im Kern nicht betroffen, da die Hülle gar nicht so schnell auf Veränderungen reagieren kann. Während dieser Vorgänge wandert der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm deswegen lediglich weiter auf dem asymptotischen Riesenast entlang.
    Dann werden die Bedingungen irgendwann zu extrem. Der Stern explodiert als gigantische Supernova. Da sich das Hertzsprung-Russell-Diagramm lediglich auf physikalische Beschreibungen der Sternoberflächen bezieht, lässt sich dieses Ereignis nicht aus dem Diagramm herauslesen. Die Vorgänge während einer solchen Explosion werden in Kapitel 4.5 im Detail beschrieben. Der Stern wird bei dieser