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Dr. Hannelore Hämmerle
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Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching

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Energie der Zukunft. Fusion 2100

Vom Lebenswandel der Sterne

Gas, Staub und Strahlung bestimmen die Szenerie in den Kinderstuben der Sterne – wie im Großen Orionnebel, der sich bereits mit einem Feldstecher beobachten lässt. Bild vergrößern
Gas, Staub und Strahlung bestimmen die Szenerie in den Kinderstuben der Sterne – wie im Großen Orionnebel, der sich bereits mit einem Feldstecher beobachten lässt. [weniger]

„Wie es weitergeht im Sternleben, hängt ausschließlich von der Masse ab“, sagt Achim Weiß. Die Masse ist daher der entscheidende Parameter in Synthese läuft an: Vier Wasserstoffkerne (Protonen) finden  zusammen und bilden einen Kern des Helium-4. Jetzt erst ist die kosmische Gaskugel zu einem vollwertigen Mitglied der Sternfamilie geworden. Denn Sterne haben eine  Eigenschaft, die sie wesentlich von Planeten unterscheidet: Sie leuchten, weil sie Energie aus der Nukleosynthese gewinnen. Der Fusionsreaktor sorgt auch dafür, dass das Gas heiß bleibt und genügend  Druck liefert, um das hydrostatische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten.

Manche Sterne hingegen bringen von Geburt an nicht genügend Substanz mit. Besitzen sie weniger als die 75-fache Masse des Planeten Jupiter, entsprechend acht Prozent der Sonnenmasse, mag es in ihrem Innern zwar zu der einen oder anderen Fusionsreaktion kommen; so etwa verschmilzt ein Proton mit einem Deuteriumkern, bestehend aus einem Proton und einem Neutron, zu einem Helium-3-Kern. Aber das solide Wasserstoffbrennen erreichen solche Leichtgewichte unter den Sternen niemals. (Der Begriff „Brennen“ ist historisch und in der Astrophysik üblich; er meint eigentlich „Fusion“ und hat nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun!)

Braune Zwerge heißen diese schwarzen Schafe der Sternfamilie. Ihr Leben verläuft ziemlich unspektakulär: Wegen der niedrigen Zentraltemperatur reicht der Gasdruck nicht aus, um die Gaskugeln auf Dauer im Gleichgewicht zu halten. So siegt letztendlich die Schwerkraft. Die braunen Zwerge schrumpfen und verwandeln ihre Gravitationsenergie in Wärme. Übrigens: Diesen Kelvin-Kontraktion genannten Prozess diskutierten die Astronomen als eine der möglichen Energiequellen der Sterne, bevor sie im 20. Jahrhundert das Rätsel mithilfe der Kernfusion lösten.

Materienregen aus der Mutterwolke

Während die braunen Zwerge schrumpfen und auskühlen, verändern sich allerdings die Eigenschaften des Gases aus freien Elektronen – sie entarten, wie die Physiker sagen. Dieser Zustand birgt eine Besonderheit: Temperatur koppelt von Druck und Dichte ab und der Stern kann auskühlen, ohne dass der Druck absinkt. Der Stern bleibt stabilisiert und verschwindet nicht als kleines schwarzes Loch, sondern er wird zunehmend kälter und dunkler.

Doch zurück zu den Normalgewichtigen: Einige Millionen Jahre nach der Geburt bremst der junge Stern den niederprasselnden Materieregen aus seiner Mutterwolke durch immer intensivere Strahlung und einen immer heftigeren Wind aus geladenen Teilchen, die er von seiner Oberfläche in das Weltall spuckt. Auf diese Weise hat er sich einer weiteren Massenzunahme entzogen und die Phase der Kernfusion erreicht. Damit betritt er die Hauptreihe im Hertz- sprung-Russell-Diagramm.

Man könnte meinen, dass ein Stern – je nach Anfangsmasse – dort für immer auf seinem Platz verharrt. Das ist aber keineswegs der Fall. Zwar spiegelt  die Besetzungsdichte im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) die relative Häufigkeit einzelner Sterntypen zu einem ganz bestimmten Zeit punkt wider. Doch könnte man alle paar hunderttausend Jahre die Daten derselben Sterne in ein HRD einzeichnen und die Messungen über einen Zeitraum von einigen Milliarden Jahren wiederholen, käme Bewegung in die Sache: In einem solchen Zeitrafferfilm würden manche Sterne die Hauptreihe betreten und sehr lang auf ihr verharren, sie dann aber in Richtung Riesenast schnell verlassen und schließlich zu den Zwergen „abstürzen“. Das heißt: Sterne sind keineswegs statische Plasmakugeln, sondern sie entwickeln sich. „Diese unterschiedlichen Lebenswege interessieren mich in meinen Rechnungen“, sagt Max-Planck-Forscher Weiß.

Betrachten wir einen Stern vom Typ unserer Sonne. Die Kernfusion funktioniert nur dann reibungslos, wenn die äußeren Bedingungen wie Druck, Dichte und Temperatur stimmen und genügend Brennstoff vorhanden ist. Bis heute hat die Sonne im Zentrum etwa die Hälfte ihres Wasserstoffs durch Kernfusion verbraucht, rund 70 Prozent ihrer Masse liegen innerhalb des halben Sonnenradius von 350 000 Kilometer. Im Lauf der Zeit geht der Wasserstoffvorrat vollständig zur Neige, immer mehr Helium sammelt sich im Herzen der Sonne, bis dieses – in etwa sechs Milliarden Jahren – vollständig aus Helium besteht. Da die Sonne heute bereits viereinhalb Milliarden Jahre zählt, wird sie bis dahin zehn Milliarden Jahre lang relativ stabil gelebt haben.

Wenn das Wasserstoffbrennen im Zentrum erlischt, hat der Stern ein Problem. Er verliert Energie, möchte das hydrostatische  Gleichgewicht aber aufrechterhalten. Die Fusion im Innern liefert keine Energie mehr, die Sonne gleicht dieses Defizit durch einen Trick aus: Der Kern beginnt zu kontrahieren und setzt Gravitationsenergie in Wärme um. Dadurch heizt er sich auf und wird so heiß, dass die Schichten außerhalb des ausgebrannten Kerns eine genügend hohe Temperatur erreichen, um die Wasserstofffusion in Gang zu halten. Rechnungen zeigen, dass sich dieses sogenannte Schalenbrennen mit der Zeit immer weiter nach außen frisst. Und auch im Innern passiert etwas: Der Kern kontrahiert noch mehr und erhitzt sich so stark, dass schließlich das Helium zündet.

 
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