E4 Sternphysik

Thema

Das Innere eines Sterns ist ein Plasma im Gleichgewicht: Der Druck des Gases selbst und, bei den massereichsten Sternen, auch der Strahlungsdruck, gleichen exakt das Gewicht der äußeren Schichten aus, die die Schwerkraft Schicht für Schicht zum Sternzentrum zieht. Würde dieses Gleichgewicht gestört, würde sich der Stern sofort zusammenziehen oder ausdehnen. Genau diese Kontraktion oder Expansion stellt das ursprüngliche Gleichgewicht wieder her und schließt so den Kreislauf im Stern: Das Gleichgewicht wird gestört, der Stern reagiert mit einer Größenanpassung, und diese Anpassung stellt das verlorene Gleichgewicht wieder her.

Die Kernfusion, die Wasserstoff in Helium umwandelt, setzt im Sterninneren einen kleinen, aber festen Anteil der beteiligten Masse in Form von Energie frei. Genau diese freigesetzte Energie treibt die Leuchtkraft des Sterns während seiner gesamten Hauptreihenphase an.

Die massereichsten Sterne sind im Verhältnis leuchtkräftiger als leichtere Sterne – die Leuchtkraft nimmt viel schneller zu als die Masse selbst. Dieses Missverhältnis führt dazu, dass massereiche Sterne trotz ihres deutlich größeren nuklearen Brennstoffvorrats diesen auch viel schneller verbrauchen: Die Lebensdauer eines Sterns auf der Hauptreihe verkürzt sich mit zunehmender Masse rapide, sodass die massereichsten Sterne auch die kurzlebigsten sind.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm klassifiziert Sterne nach ihrer Temperatur und Leuchtkraft und zeigt so an, in welchem ​​Stadium ihrer Entwicklung sich jeder Stern befindet: Hauptreihe, Riesenstadium, Überriesenstadium oder Weißer Zwerg. Von der anfänglichen Beschreibung des Druckgleichgewichts bis hin zur abschließenden Klassifizierung der Sternentwicklung, über die Kernfusion als Grundlage der Leuchtkraft und das Missverhältnis zwischen Masse und Lebensdauer, besagt die Sternphysik, dass das gesamte Schicksal eines Sterns – seine Leuchtkraft und Lebensdauer – von Anfang an durch seine Masse bestimmt wird.

ID:3908