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Massereiche Sterne


Sterne mit 8 Sonnenmassen oder mehr werden als massereich bezeichnet. Diese sind allerdings selten. Massereiche Sterne entwickeln sich wesentlich schneller als massearme. Nachdem bei ihnen die Kernfusion gezündet hat, gelangen massereiche Sterne im Hertzsprung-Russell Diagramm sehr schnell auf die Hauptreihe. Die starken Sternwinde treiben das umgebende Gas rasch auseinander.

Massereiche Sterne haben je nach Masse Temperaturen zwischen 10.000 und 50.000 Kelvin, wobei die massereicheren heißer sind. Daher strahlen massereiche Sterne den meisten Teil ihrer Energie im Blauen und Ultravioletten Teil des elektromagnetischen Spektrums ab.

Die Lebenszeit von massereichen Sternen ist relativ kurz. Das kommt daher, weil die Leuchtkraft eines Sterns überproportional mit der Masse zunimmt. Ein Stern mit der vierfachen Sonnenmasse leuchtet 128 mal heller als die Sonne. Während die Sonne eine Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren hat, leben massereiche Sterne nur einige 10 Millionen Jahre.

Auch massereiche Sterne können Planeten um sich haben, nur wird es auf diesen mit Sicherheit kein Leben geben. Einerseits leben massereiche Sterne viel zu kurz - in einer so kurzen Zeit wie einigen Millionen Jahren kann sich einfach kein Leben entwickeln. Andererseits haben massereiche Sterne eine enorme Leuchtkraft (bis zu 500.000 mal heller als die Sonne!) und strahlen den meisten Teil ihrer Energie im Ultravioletten Bereich ab. Die sehr intensive Ultraviolettstrahlung würde jegliches Leben auf einem Planeten in der Nähe eines solchen Sterns sofort vernichten. Nicht einmal eine dichte Atmosphäre wie die irdische wäre ein Schutz dagegen, denn es wird immer noch enorm viel Ultraviolettstrahlung auf die Oberfläche treffen, um jegliches Leben zu vernichten.


massereich_planet.jpg

Ein Planet um einen massereichen Stern
Grelles Licht und sehr viel UV-Strahlung treffen auf seine Oberfläche

Erstellt mit Terragen 3
© Mario Lehwald


Massereiche Sterne ab etwa 8 Sonnenmassen wandeln durch Kernfusion alle leichteren Elemente zu Eisen um. Sie durchlaufen also alle 6 Fusionsstufen. Nach der Wasserstoff-Fusion setzt die Helium-Fusion und anschließend die Fusion von Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und schließlich Silizium ein. Der Stern ist in Form von Schalen aufgebaut, wobei in der äußersten Schale immer noch Reste von Wasserstoff fusioniert werden. Die folgende Abbildung zeigt einen Schnitt durch einen solchen massereichen Stern:


schalenbrennen.jpg

Schalenbrennen bei einem massereichen Stern
im fortgeschrittenem Alter
© M. Lehwald


Da sich die schwersten Elemente, in diesem Fall das Eisen, immer im Zentrum eines Sterns ansammeln, haben solche Sterne im Innern einen massiven Eisenkern. Beim Eisen ist aber eine natürliche Grenze erreicht, denn bei der Fusion von Eisen würde keine Energie mehr erzeugt, sondern welche verbraucht werden. In einem Stern können daher maximal chemische Elemente bis zum Eisen erzeugt werden.

Durch die Fusion sammelt sich immer mehr Eisen im Kern des Sterns an. Sobald der Eisenkern eine Grenzmasse von etwa 1,44 Sonnenmassen überschreitet (Chandrasekhar-Massegrenze), wird der Kern instabil und kollabiert in wenigen Millisekunden zu einem Neutronenstern. Erst durch den Druck der Neutronen in den Atomkernen kommt der Kollaps zum Stillstand.

Bei einem solchen sehr schnellen Gravitationskollaps werden unvorstellbare Energiemengen frei. Die äußeren Schalen des Sterns stürzen bei diesem Kollaps nach innen. Sobald der Kollaps stoppt, prallt die gesamte nach innen stürzende Materie vom Kern ab und wird mit unvorstellbarer Gewalt explosionsartig nach außen in den Raum abgesprengt: Der Stern explodiert als Supernova.

Zurück bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.


m1pulsar.jpg

Der Krebsnebel M 1
mit dem Neutronenstern (Pulsar)
Erstellt aus Ausschnitten aus dem POSS
Quelle: Digitized Sky Survey


Über die Entwicklung massereicher Sterne findet man unterschiedliche Entwicklungen. Diese sind abhängig von der Sternenmasse und auch von der Metallizität. In der englischen Wikipedia ist das folgende Entwicklungsschema massereicher Sterne zu finden, deren Metallizität in etwa der Sonne entspricht:



Entwicklung Sterne 8 bis 15 Sonnenmassen
Hauptreihenstern Spektralklasse B

Roter Überriese

Supernova Typ II-P


Entwicklung Sterne 15 bis 20 Sonnenmassen
Hauptreihenstern Spektralklasse O

Roter Überriese

Gelber Hyperriese

Blauer Überriese

Supernova Typ II-L oder II-P


Entwicklung Sterne 20 bis 45 Sonnenmassen
Hauptreihenstern Spektralklasse O

Roter Überriese

Wolf-Rayet-Stern Typ WN

Wolf-Rayet-Stern Typ WC

Supernova Typ Ib


Entwicklung Sterne 45 bis 60 Sonnenmassen
Hauptreihenstern Spektralklasse O

Wolf-Rayet-Stern Typ WN

Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher (LBV)

Wolf-Rayet-Stern Typ WO

Supernova Typ Ib oder Ic


Entwicklung Sterne über 60 Sonnenmassen
Hauptreihenstern Spektralklasse O

Wolf-Rayet-Stern Typ WN

Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher (LBV)

Wolf-Rayet-Stern Typ WN

Supernova Typ IIn
© Copyright: 1998-2017 Mario Lehwald
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