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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

Stellare Elementenküche: Von der einfachen Wasserstofffusion (1) im Kern eines Sterns führt der Weg über die verschiedenen Stadien des Schalenbrennens (2, 3) schließlich zur Erzeugung schwerer Elemente bis hin zum Eisen (4). Bild vergrößern
Stellare Elementenküche: Von der einfachen Wasserstofffusion (1) im Kern eines Sterns führt der Weg über die verschiedenen Stadien des Schalenbrennens (2, 3) schließlich zur Erzeugung schwerer Elemente bis hin zum Eisen (4). [weniger]

Wenn Schwergewichte in die Energiekrise geraten

Bei den Schwergewichten verläuft das Leben schneller und dramatischer: Während ein Stern wie die Sonne zehn Milliarden Jahre auf der Hauptreihe des HRD verharrt, hält sich ein Stern von der zehnfachen Masse lediglich 20 Millionen Jahre dort auf. Er geht mit seinen Brennstoffvorräten wesentlich verschwenderischer um und fusioniert in seinem Innern schließlich Elemente bis hin zum Eisen. Gerät er in die Energiekrise, zerplatzt er. Am Max-Planck-Institut für Astrophysik beschäftigt sich eine eigene Forschergruppe mit der Simulation derartiger Supernovae.

Welche Verbindung besteht zwischen einem weißen Zwerg und dem Stern, aus dem er sich entwickelt hat? Das ist eines der Probleme, die Achim Weiß mithilfe seiner Modelle untersucht. Dazu beschafft sich der Forscher aus Katalogen die Daten von Sonnen, die einem Sternenhaufen angehören. Das sind Ansammlungen von mehreren hundert oder tausend Sonnen, die vor vielen Millionen Jahren nahezu gleichzeitig geboren wurden. Weil nicht alle bei der Geburt gleich viel Masse mitbekommen haben, sind ihre Lebenswege unterschiedlich verlaufen. Ihr Alter lässt sich aus der "Besiedlungsdichte" an verschiedenen Stellen im Hertzsprung-Russell-Diagramm ableiten.

Modellierte Pfade dreier Sterne mit einer Sonnenmasse (rot) sowie mit drei (grün) und zehn (blau) Sonnenmassen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Gezeigt ist die Entwicklung von der Hauptreihe zum Riesenstadium. Bild vergrößern
Modellierte Pfade dreier Sterne mit einer Sonnenmasse (rot) sowie mit drei (grün) und zehn (blau) Sonnenmassen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Gezeigt ist die Entwicklung von der Hauptreihe zum Riesenstadium. [weniger]

Angenommen, ein Sternhaufen ist 500 Millionen Jahre alt und Weiß findet darin einen weißen Zwerg, dessen Kühlalter 100 Millionen Jahre beträgt. Das Kühlalter entspricht der Zeit, die verstrichen ist, seitdem sich der Stern zum weißen Riesen entwickelt hat. In diesem Beispiel heißt das: Der Stern hat zuvor 400 Millionen Jahre lang normal gelebt. „Die Aufgabenstellung lautet jetzt: Welcher Stern braucht 400 Millionen Jahre, um sich zu einem weißen Zwerg zu entwickeln“, sagt Weiß. In diesem Fall könnte es sich einen Stern mit etwa drei Sonnenmassen handeln. Anhand seiner Modelle untersucht der Wissenschaftler diese „Anfangs-Endmassen-Beziehung“ – und kommt teilweise zu irritierenden Ergebnissen.

Eigentlich sollte man davon ausgehen, dass alle Sterne mit denselben Anfangsmassen auch dieselben Endmassen haben. Doch im Sternhaufen Praesepe etwa differieren die Endmassen der weißen Zwerge um einen Faktor zwei. „Keine Ahnung, warum das so ist“, sagt Achim Weiß. Offenbar spielen die Art des Energietransports innerhalb der Gaskugeln und der Masseverlust von den Oberflächen eine entscheidende Rolle: "Massereichere Modelle, die große konvektive Kerne haben liefern eindeutigere Resultate." An einer Antwort auf diese Frage wird Achim Weiß weiter arbeiten. Es ist eben längst noch nicht alles klar in der Astrophysik – auch wenn wir heute schon recht gut wissen, „was die Sterne sind“.

 
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