Nichts ist zu wunderbar, um wahr zu sein. Michael Faraday

1. EINLEITUNG

Die ersten Philosophen haben oft Antworten auf ihre Fragen im Himmel gesucht. Sie waren gleichzeitig Astronomen, und die großen mathematischen Entdeckungen sind aufgrund astronomischer Observationen gemacht worden. Auch in der Renaissance und im Barock kamen die meisten Entdeckungen, die zur Aufklärung und zur Reformation geführt haben, aus dem Bereich der Astronomie. Nicht umsonst wird heute die Astronomie die “Mutter aller Wissenschaften” genannt. Das Unbekannte und die Geheimnisse, die im Unendlichen liegen, beschäftigen uns immer noch und auf die Frage: “Woher kommen wir und, wohin führt uns die Zukunft?” haben wir bisher nur teilweise Antworten.

Das Gebiet der Sternevolution versucht unter anderem zu erklären, wie - am Beispiel unserer Sonne - unser Planetensystem gebildet wurde, wie die Sonne sich jetzt verhält und wie die Zukunft unseres Sonnensystems aussehen könnte, damit wir uns selber und unsere Zukunft besser kennenlernen. Dafür beobachtet die Sternevolution andere Sterne und vergleicht sie mit unserer Sonne. Die Aufgabe der Astrophysik, zu der die Sternevolution gehört, ist es, Theorien für einzelne Vorgänge aufzustellen, in diesem Fall Geburt, Leben und Tod verschiedenster Arten von Sternen und zu versuchen,diese Phänomene physikalisch zu erklären.

Die vorliegende Arbeit informiert unter anderen über die neusten Entdeckungen, die zu diesem Thema gehören, die in der ersten Hälfte diese Jahres gemacht wurden, denn sie geben der Astronomie eine vollkommen neue Forschungsrichtung.


Dann befahl Gott:
»Am Himmel sollen Lichter entstehen,
die Tag und Nacht voneinander trennen
und nach denen man
Tage, Jahre und Festzeiten bestimmen kann!
Sie sollen am Himmel leuchten und
der Erde Licht geben.«
Er machte zwei große Lichter,
die Sonne für den Tag und
den Mond für die Nacht,
dazu auch alle Sterne.
Er setzte sie an das Himmelsgewölbe,
damit sie der Erde Licht geben,
über Tag und Nacht herrschten und
Licht und Finsternis trennen.
Gott hatte Freude daran;
denn es war gut.
Es wurde Abend und wieder Morgen:
der vierte Tag.

I BUCH MOSE/ GENESIS 1,14-19

2. DIE GEBURT EINES STERNES

2.1. Geschichtliches

Als Galileo Galilei im Jahr 1610 mit der Verbesserung seines Teleskopes verschiedene Beweise lieferte, die zur Anerkennung der Sonne als Mittelpunkt des Universums führten, ahnte man noch nicht, daß die Sterne an sich auch Sonnensysteme darstellen. Die Wissenschaftler jener Zeit waren der Auffasung, daß die Sterne schon immer dagewesen seien und daß sie an einem Punkt im Himmel fixiert seien. Vor Galilei hatte man sogar die Vorstellung, daß alle Elemente am Himmel an bestimmten Sphären befestigt sind. Die Sphäre der Sterne war dabei die letzte. Erst im Laufe der Jahrhunderte beobachtete man dank der Verbesserung der Instrumente Vorgänge, die sich nicht länger so erklären ließen (Novae, minimale Bewegungen, Nebel, Galaxien und der große Dopplereffekt, der bei ihnen entdeckt wurde usw.).

Man begann zu verstehen, daß Sterne auch einen Lebenslauf besitzen, d.h, daß sie geboren werden, sterben und sich sogar vermehren. Während der Tod eines Sternes leicht an einer Supernova beobachtbar ist, blieb die Entstehung der Sterne bis heute Gegenstand zahlreicher Spekulationen unter den Astronomen.

Um zu verstehen, wie ein Stern ensteht, muß man sich zunächst die Fakten aus unserem Sonnensystem und von anderen Sternen vor Augen halten.

Die orbitalen Ebenen der Planeten sind fast alle gleich und liegen auf der äquatorialen Ebene der Sonne.
Alle Planeten bewegen sich in dieselbe Richtung, und fast alle rotieren auch in derselben Richtung, in der sie um die Sonne kreisen.
Die Planetenbahnen sind fast kreisförmig (auch Plutos Bahn weicht nur 25% von einer Kreisförmigkeit ab).
Die Satellitensysteme der äußeren Planeten haben dieselben Eigenschaften wie das Planetensystem (siehe oben).
Die Sonne besitzt mehr als 99% der Masse des Sonnensystems, aber weniger als 1% des Drehmomentes anderer Planeten.
Die meisten jungen Sterne bilden Gruppen, in der Astronomie “Clusters” genannt.
Fast alle Sonnensysteme bestehen aus zwei oder mehr Sonnen. Unsere Sonne ist also eine Ausnahme.
Die meisten Sterne bestehen aus weniger als einer Sonnenmasse.

Aus den ersten vier Punkten folgt, daß das Sonnensystem wie eine rotierende Scheibe geformt ist, die sich außen schneller bewegt als innen, was einen Kollaps verhindert, da sich seine Masse im Innern konzentriert.
Die letzten drei Punkte besagen, daß Sterne normalerweise weniger Masse als die Sonne besitzen und daß sie sich in Gruppen konzentrieren (also wohl denselben Ursprung haben).
Die Nebel sind demnach die wahrscheinlichsten Ausgangspunkte für die Entstehung der Sterne.

2.2 Molekulare Nebel

Sterne entstehen in molekularen Nebeln. Der Name läßt sich aus der Tatsache herleiten, daß sie so kalt sind und eine so hohe Dichte besitzen, daß eher Moleküle, als nur Atome oder Ione auftreten. H2 und CO sind die am haüfigsten anzutreffenden Gase in molekularen Nebeln. Diese Nebel enthalten auch große Mengen kleiner fester Partikeln (Staub), so daß sie optisch schwer zu erkennen sind. Im elektromagnetischem Spektrum emittieren aber wichtige Moleküle, wie CO und NH3, Radio- und Infrarotwellen, die die Aktivität in diesen Nebeln zeigen.
Zwei Indizien weisen darauf hin, daß sich Sterne in den verschiedenen Kernen der molekularen Nebel bilden, dort, wo die Dichte am größten ist.

1.- Diese Regionen besitzen eine große Intensitát an infraroter Strahlung.
2.- Die meisten (Proto)Sterne (siehe Kap. 2.3), obwohl sie nicht sehr massenreich sind, werden dort gefunden.

Wenn es in den Kernen dieser Nebel sehr heiß ist, können mehrere Sterne oder ein einzelner massenreicher Stern aus ihm entstehen.
Astronomen ist es bis jetzt immer noch unklar, weshalb sich die Dichte eines Nebels in ganz bestimmten Regionen konzentriert, aber in anderen eher verdünnt vorkommt. Die Gebiete mit hoher Dichte wandeln sich natürlich in die vorher genannten Kerne um. Eine mögliche Erklärung bestünde darin, daß der turbulente Bewegungsvorgang das Gas in manchen Regionen konzentriert, so daß die Gravitationskraft wächst.

Diese Kerne sind also sehr anfällig für einen Kollaps. Wenn der Gasdruck groß genug ist, kollabriert das Gas unter seinem eigenen Gewicht.
Was Astronomen dabei erstaunt, ist in erster Linie nicht der Grund dieses Vorgangs, sondern die Länge des Prozesses. Ursache dafür könnten magnetische Feldersein.

Magnetische Felder existieren überall, wo auch Materie existiert. Partikel, die eine Ladung besitzen, können sich zwar frei bewegen, sie können aber nur sehr langsam ein magnetisches Feld überqueren. Anderseits können neutrale, also nicht geladene, Partikel wie Atome und Moleküle die magentischen Feldlinien leicht durchdringen. Wenn Atome versuchen, sich im Kern zu verdichten, stoßen sie mit den geladenen Partikeln zusammen,was den Durchgang erschwert und den Kollaps des Kernes verzögert.

Aber zu einem bestimmten Zeitpunkt kommen auch die neutralen Partikeln durch. Die Dichte des Kernes nimmt zu und damit auch die Schwerkraft, die nach und nach so viel stärker als das magnetische Feld wird, daß es keine Rolle mehr spielt, ob die Teilchen geladenen sind oder nicht.. Bis der Kern diesen Punkt erreicht hat, dauert es ungefähr 1 bis 10 Millionen Jahre (dies hängt ab von der Dichte, der Temperatur und der Masse). Der Rest des Sternes kollabiert relativ schnell (ca. 100.000 Jahre). Das Ergebnis: ein neuer Protostern oder ein neues Protosternsystem.

2.3 Protosterne

Während das Innere eines Protosternes relativ kalt ist, wärmt sich das wegen der Gravitationskraft einfallende Material durch die konstante Reibung der Moleküle stark auf. Diese Materialsammlung findet relativ schnell statt, weil die Gravitationskraft, wegen der großen Masse des Protosternes alle anderen Kräfte überwältigt (Druck, Magnetismus usw.). Der Kern und der Protostern fängt an zu rotieren. Je mehr Masse eingefangen wird, desto mehr Beschleunigung entsteht.

Der einfallende Staub verhindert, daß man die Vorgänge im Inneren auf jeder Wellenlänge erkennen kann. Die Frage, die nun die Astronomen stellen, ist: Wie kommt der Protostern zum Energieaufbau, der später zur Fusion beitragen wird (Reibung allein ist sehr unwahrscheinlich)?

Gravitationale Kontraktion:
Eine mögliche Form, damit ein Stern Energieaufbau bekommt, ist die gravitationale Kontraktion. Wenn sich ein Stern mit der Masse der Sonne un 1 m kontrahiert, gibt er Energie für ungefähr 10 Tage ab. Die Kelvin-Helmholtz-Zeit (ca. 20 mill. Jahre) zeigt, wie lange ein sonnenähnlicher Stern mit dieser Energie leben kann. Um diese Zeit auszurechnen, muß die Formel

E = G x M² / R

angewendet werden.
M -> Masse des Sternes (Sonne: 2 x 10^30 kg),
R -> Radius des Sternes (Sonne: 7 x 10^8 m),
G -> gravitationale Konstante (6,67 x 10^[-11] Nm² / kg²).

Die Energie ist also:
Mit dieser Energie könnte ein sonnenähnlicher Stern ca. 20 Millionen Jahre leben, wenn er sich zusammenzieht. Da dies aber nur ein einzelner Faktor ist, wird die Zeit im ganzen Sternleben nicht ausgenutzt. Trotzdem spielt die gravitationale Kontraktion eine wichtige Rolle in der Entwicklung eines Protosternes.

Protosterne sind immer kälter als normale Sterne. Erst mit der Rotation (Reibung) und dem Beginn von nuklearen Vorgängen wärmt er sich auf. Je mehr Material der Protostern einsammelt, desto mehr Drehmoment wird angelagert, also dreht sich der Protostern immer schneller, somit verliert er den Drehmoment nicht. Deshalb bildet sich eine Ringplatte in der Nähe des Aquätors des Sternes, die später zur Wachstumsscheibe wird (siehe 2.4, H-H Objekte).

2.4. Herbig-Haro Objekte
	Um 1950 haben George H. Herbig im Lick Observatorium und Guillermo Haro im
Tonantzintla Observatorium in Mexico kleine, ziemlich helle und sich scnell bewegende
Objekte in Orions großem Nebel entdeckt. Sie wurden vorerst “Herbig-Haro” (H-H)
Objekte genannt. Erst in den letzten zwei Jahrzehnten hat man herausgefunden, daß diese
Objekte einer der Etappen des Prozesses der Geburt eines Sternes sind. Heute kennt man
ungefähr 300 H-H Objekte in den Kernen von intergalaktischen (molekularen) Nebeln.
	Die H-H Objekte entwickeln Jets, bei denen zahlreiches Material ausgestoßen
wird. Es tritt nun die Frage auf, welche Rolle diese Jets beim Wachstum der Sterne
spielen. Sie verhindern, daß sich die Protosterne aufgrund ihrer schnellen Rotation und der
daraus resultierenden Zentripitalkraft (Drehmoment) endgültig kollabrieren. Jets wirken
also als Bremsmittel, das Trägheit fördert.
	Im H-H Objekt bildet der Jet immer einen 90º Winkel mit der Akkretionsscheibe
(Wachstumsscheibe Kap. 2.3). Dort herrschen starke “Winde” (solarer Strom). Der Jet
bildet quasi die Achse eines sich schnell rotierendes Rades. Magnetische Felder zeigen
diese Bewegung an, diese Vorgänge sind jedoch im einzelnen noch nicht ganz geklärt, weil
der Protostern optisch, so wie in jeder anderen Wellenlänge, nicht erkennbar ist.
2.5 T-Tauri Sterne
	T Tauri Sterne sind Sterne mit weniger als 3 Sonnenmassen, die noch nicht die
Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm erreicht haben, d.h., daß sie noch nicht heiß
genug sind, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln (siehe Kap. 3.2 u. 3.3 H-R Diagramm,
Nukleare Fusion).
	T-Tauri Sterne haben ihren Namen dank des ersten entdeckten Sternes mit diesen
Eigenschaften in der Konstellation Taurus bekommen.
	Sie sind optisch erkennbar, weil die Moleküle schon so aufgeheizt wurden, daß sie
leuchten. Sie rotieren einmal alle 5 Tage. Das wurde dank der großen Flecken, die diese
Sterntypen erzeugen, herausgefunden. Eine andere wichtige Eigenschaft dieser jungen
Sterne ist ihre starke infrarote Emission.
	Sterne, die mehr als 3 Sonnenmassen besitzen, werden viel zu schnell heiß, als daß
sie durch diese Etappe kommen. Sie ordnen sich gleich der Hauptreihe ein, weil sie schon
so heiß sind, daß sich Wasserstoff in Helium umwandeln.
	T-Tauri Sterne sammeln zwar immer noch Material auf, un sich noch mehr
aufzuheizen, aber ihre eigentliche Wachstumsphase ist schon vorüber. Während der junge
Stern dieses Zeitalter durchläuft, stößt er den solaren Wind (der Jet des H-H Objektes
erstreckt sich jetzt, da kein großen Materialmassen mehr heireinfallen, nach allen Seiten)
aus, der z.B. bei der Sonne Merkur ohne Atmosphäre und ziemlich klein hinterlassen hat.

2.6 Plantetensystementstehung
	Was die Menschheit an der Entstehung der Sterne am meisten interessiert, ist die
Bildung der Planeten. Astronomen haben bis 1996 ergebnislos andere Sonnensysteme
gesucht. (siehe Kap. 4.2)
	Ein Isotop in sehr alten Mondgesteinen (26Al) zeigt uns, z.B. für unser
Sonnensystem, daß es aus einer Supernova entstanden ist, weil dieser Isotop in normalen
Sternen nicht vorkommt. Durch Isotope wie 129I und 129Xe erkennen wir, daß sich Planeten
ziemlich schnell (in 10 bis 100 Millionen Jahren) formen (in unserem Sonnensystem vor
ca. 4,6 Milliarden Jahren).
	Die Masse der Planeten beträgt am Anfang ungefähr 2% die des Sternes; mehr als
die Hälfte  wird aber vom solaren Wind der T-Tauri Sterne herausgefegt (vielleicht wird
dieses Material zu einem Nebel, das das Sonnensystem umkreist, wie z.B. unserer
Oortnebel).
	Auch bei Planeten findet eine Kontraktion statt, die zum Kollaps führt. Planeten
formen sich, weil der Stern bei der Aufsammlung des Materials außer der
Akkretionsscheibe eine Art von Ringen oder Spiralen ringsherum bildet. Diese “Ringe”
sind dann die Laufbahnen der Planeten.
	Satellistemsysteme entstehen auf die gleiche Weise, nur daß in diesem Fall der
Planet sozusagen den Stern repäsentiert.




					Ich habe den Verdacht, daß das Universum   	
					nicht nur sonderbarer ist, als wir vermuten, 	
					sondern daß es noch sonderbarer ist,              
					als wir zu vermuten imstande sind.
							
									          J.B.S. Haldane
						Possible Worlds and other Papers (1927)


3 NUKLEARE VORGÄNGE IM INNERN EINES STERNES
3.1 Konzept
	Wenn Astronomen sagen, daß Sterne evolutionieren, meinen sie die verschiedenen
Vorgänge, die durch Energiestoffwechsel den Stern verändern. Im Laufe der Zeit kommt es
aufgrund dieses Vorgangs zu Veränderungen in Form, Leuchtfähigkeit, Elementaufbau usw.
des Sternes
	Im Stern gibt es drei Arten von Vorgängen, die nach dem Vogt-Russell-Satz von der
Zusammenstzung des Sternes abhängt:
Schnelligkeit mit der der Stern Energie produziert.
Schnelligkeit mit der diese Energie auf die Oberfläche antrifft.
Wie lange der Druck gehalten und produziert wird, so daß es keinen Kollaps gibt.
	Wenn sich im Laufe der Zeit diese Vorgänge ändern, ändern sich die Eigenschaften
des Sternes: Sternevolution.
	Der wichtigste Vorgang, der dem Stern Energie spendet, ist die Fusion des
Wasserstoffs. Fusion geschieht im Innern des Sternes. Am Anfang gibt es im ganzen Stern
die gleiche Menge an Wasserstoff, im Laufe der Zeit wird dieser jedoch in andere
Elemente umgewandelt. Dadurch steigt die Temperatur im Inneren wie im Äußeren enorm.
In den meisten Sternen kann man das Ende voraussehen, wann es keinen Wasserstoff im
Innern mehr geben wird (bei unserer Sonne wird das in ungefähr 5 Milliarden Jahren
passieren).


3.2 Fusion von Wasserstoff
	Die Temperatur im Kern eines Sternes steigt, nachdem sich der Stern genug
kontrahiert hat, bis ungefähr 10 Millonen K. Ab diesem Zeitpunkt ist Wasserstofffusion die
größte Energiequelle des Sternes. In Sternen, die die Masse der Sonne oder weniger
besitzen, wird Wasserstoff durch den Proton-Proton-Zyklus in Helium umgewandelt und in
massiven Sternen (mehr Masse als die Sonne) findet der Kohlenstoff-Zyklus statt.

3.2.1 Proton-Proton-Zyklus
	A.S. Eddington hat 1920 diese Art der Sonne, Energie zu gewinnen entdeckt, die
durch nukleare Prozeße Wasserstoff in Helium fusioniert. Der bekannten einsteinischen
Formel E = mc² gemäß gewinnt der Stern dadurch Energie.
	Wasserstoff besteht aus nur einem Proton; Helium auf der anderen Seite besteht aus
zwei Protonen und zwei Neutronen, also vier nuklearen Partikeln. Da es aber sehr
unwahrschinlich ist, daß vier Wassestoffkerne in einem Heliumkern zusammenstoßen
(wenn man die Zufallschancen ausrechnet, ist es in der ganzen Geschichte des Universums
noch nie passiert), muß es wie in einem Autobahnunfall zugehen: ein Auto stößt gegen das
andere, diese beiden stoßen wiederum gegen das nächste usw.
	Damit es einen Zusammenprall zwischen zwei H-Atomen gibt, müßen die Protonen
eine Geschwindigkeit von ungefähr 1 Million km/h haben und auf mehr als 10 Millionen K
aufgeheizt sein. Auch dann sind Zusammenstöße sehr unwahscheinlich, weil Proone positiv
geladen sind und sich also gegenseitig abstoßen. Wenn jedesmal eine Sekunde vergehen
würde, wenn ein Proton von einem anderen abgestoßen wird, würde die durchschnittliche
Zeit bis zur Fusion 5 Milliarden Jahre betragen. Wie auch immer, es gibt so viele Protonen
im Kern des Sternes, daß z.B. in der Sonne 10^34 Protonen jede Sekunde aufeinander
reagieren.
	Im ersten Schritt werden zwei Protonen zu Deuterium (2H), ein Isotop von
Wasserstoff, umgewandelt. Der Deuteron (Kern von Deuterium) besteht aus einem Proton
und einem Neutron. Einer der Wasserstoffprotonen hat also durch diesen Vorgang ein
Positron (ß) verloren. Dies hat potentielle Energie, weil es Anti-Materie ist, die mit einem
Elektron ganz in Gamma-Strahlung aufgeht und den Stern dabei aufwärmt. Außerdem läßt
dieser Prozeß auch ein Neutrino (Elementarteilchen mit einer geringen Ruhemasse, nicht
geladen, das aber nahezu mitLichtgeschwindigkeit dahineilt) frei, was kinetische Energie
freiläßt.
	Der zweite Schritt besteht aus der Fusion eines Deuteron mit einem Proton. Dabei
entsteht ein 3He-Kern, dem ein Neutron fehlt, um ein Helium-Kern zu werden. Diese
Reaktion passiert im Vergleich zur vorherigen verhälnismäßig schnell und leicht, d.h., daß
ein Deuterium-Atom nur ungefähr 4 s lang existiert. Bei der zweiten Etappe werden durch
diesen Vorgang auch Gamma-Strahlung sowie ein Photon und Wärme freigelassen.
	Die letzte Etappe beginnht, wenn zwei 3He-Kerne zu einem normalen Heliumkern
fusionieren. Durchschnittlich muß ein 3He-Kern 4 Millionen Jahre warten, um an dieser
Reaktion teilzunehmen.
	Das Ergebnis:
			6 x (1H) ----> 1 x (4He) + 2 x (1H) + 26,72 MeV
	Das mag auf den ersten Blick eine kleine Energie erscheinen, aber da so viele
Protonen zur gleichen Zeit reagieren (10^34), kann man sagen, daß allein dieser Vorgang
für die Helligkeit der Sterne verantwortlich ist.

3.2.2 Kohlenstoff-Zyklus
	Auch hier wird Wasserstoff in Helium umgewandelt, aber anstatt daß Protonen
zusammenstoßen, um ein Heliumkern zu bilden, durchlaufen die Wasserstoffprotonen einen
Prozeß, der sich immer aufs Neue wiederholt, bei dem Kohlenstoff, Stickstoff und
Sauerstoff durch den Überfluß oder Mangel an Protonen zu Isotopen werden, die recht
leicht mit anderen Wasserstoffkernen reagieren. Am Ende wird ein Heliumatom
ausgestoßen; es bleibt ein Kohlenstoffatom zurück, das den Kreislauf durch die Isotopen
von neuem beginnt.
	Dieser Zyklus kann nur in massenreichen Sternen stattfinden, weil nur dort so
schwere Elemente wie Kohlenstoff anzutreffen sind, oder aber die Sterne befinden sich
schon in so einem fortgeschrittenen Alter, daß sie schon fähig sind, Kohlenstoff zu
produzieren.

3.2.3 Andere Nukleare Treibstoffe
	Um nun Helium zu fusionieren, braucht man noch höhere Temperaturen, weil der
Kern doppelt positiv (zwei Protonen) geladen ist und die Chancen, daß die Nuklei
reagieren, noch geringer sind.
	Die Protonen müssen dafür eine viel höhere Geschwindigkeit besitzen; diese
bekommen sie nur, wenn der Stern auf ca. 100 Millionen K aufgeheizt wird. Die
Heliumfusion wird  auch dreifacher alpha Prozeß genannt, weil dadurch drei He Nuklei,
auch als alpha Partikel bekannt, in ein Kohlenstoffkern umgewandelt werden.
	In machen, sehr heißen Sternen (ca. 500 Millionen bis 1 Milliarde K) kann der
Stern, nachdem er keinen Wasserstoffvorrat mehr besitzt, durch den dreifachen alpha
Prozeß überleben können, so daß schwerere Elemente geformt werden können
(normalerweise geschieht das aber erst, wenn der Stern ein Roter Riese (Kap 3.4.2) ist).
Wenn aber Eisen auftritt, ist es auch nicht mehr durch Zyklen möglich, die Elemente zu
fusionieren und Energie daraus zu gewinnen.


3.3 Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
	Der dänische Astronom Einar Hertzsprung (1905) und der amerikanische Astronom
Henry Norris Russell (1913) haben unabhängig voneinander die meisten damals bekannten
Sterne in einem Diagramm dargestellt, daß Leuchtkraft und Wärme des Sternes vergleicht.
	Die Leuchtkraft wird in absolute photographischer Helligkeit, wobei -10 das
Hellste ist eingeteilt. Die Wärme wird in Spektralklassen (0, B, A, F, G, K, H,
M)eingeteilt; diese bestehen wiederum aus Zahlen von 1 bis 8 (Bsp. Sonne: G2,
Beiteigeuze: M6, Rigel: 05). O ist die heißeste Spektralklasse (ca. 40000 K auf der
Oberfläche), während M sehr kalt ist (nur 3000 K).
	Das Diagramm zeigt vier große Teile, die gleichzeitig genau die drei Etappen (die
der Riesen ist nach Masse in zwei geteilt) der Sternevolution sind.

	Die meisten Sterne gehören zur Hauptreihe, die fast diagonal von heißen, hellen zu
kalten, relativ dunklen Sternen verläuft.
	Zu den Überriesen Sterne, die so massenreich sind, daß sie zu den hellsten Sternen
zählen. Es gibt zwei Arten von Überriesen: a) Sterne, die noch beim
Wassestoffsfusionprozeß heiß und hell sind und b) Rote Riesen, die wegen ihrer großen
Masse trotz ihrer niedrigen Temperatur sehr hell sind (diese Art von Roten Riesen sind es,
die später in einer Supernova enden).
	Die anderen Roten Riesen bestehen aus denen,, die ungefähr 1½ Sonnenmassen und
weniger besitzen. Sie sind deshalb nicht so hell.
	Die weißen Zwerge sind kollapsierte Rote Riesen (Kap 4.1.). Sie sind
verhälnissmäßig heiß, aber ihre Helligkeit ist nicht so intensiv.

	Das H-R-Diagramm, wie es auch gennant wird, zeigt zwar nicht, wie ein Stern
evolutioniert, aber es gibt den Lebensweg des Sternes an. Ein “Mensch-Diagramm” könnte
z.B. so aussehen:



3.4 Nach der Hauptreihe
3.4.1 Eigenschaften
	Sterne, die zur Hauptreihe gehören, müssen schon in ihrer Entwicklungsphase
fortgeschritten sein, daß nukleare Vorgänge in ihrem Innern vonstatten gehen können.


	Weil massive Sterne heißer als die anderen sind, geht die Energieumwandlung bei
diesen Sternen schneller vor sich. Die Sonne braucht z.B. 1 Milliarde Jahre, um ein Roter
Riese zu werden, wenn es keinen Wasserstoff mehr im Innern gibt, während ein Stern mit 9
Sonnenmassen nur 1 Million Jahre dafür braucht. Massive Sterne leben demnach kürzer.


3.4.2 Rote Riesen
	Die Roter-Riese-Phase ist die interessanteste in der ganzen Sternevolution, weil
dort die physikalischen Gesetze bis ins Extrem hineinreichen (nicht wie bei Schwarzen
Löchern, wo sie nicht mehr gelten). Der Rote Riese ist nämlich ein Stern mit vielen
Gegensätzen (z.B. die Temperatur).
	Der Stern wird zum Roten Riesen, wenn er keinen oder sehr wenig Wassestoff im
Kern vorrätig hat, weil die meisten Atome schon zu Helium fusioniert wurden. Die
Gravitationskraft im Inneren des Sternes wird wegen der Änderung der Masse immer
stärker, so daß der Stern sich ein wenig kontrahiert. Dadurch wird die Temperatur erhöht,
und der Stern erhöht wieder die Fusion (durch den dreifachen alpha Prozeß). Dieser löst
wiederum Schockwellen aus, die die äußeren Wände des Sternes nach außen stoßen: der
Stern wächst. Dabei herrschen in den äußeren Wänden Temperaturen von 3000 K und im
Kern 500 Millionen K.

3.4.3 AGBs und planetarische Nebel
	Der Rote Riese wiederholt diesen Prozeß, der Nova gennant wird, weil es bei der
Expansion eine Explosion gibt, viele Male, wobei die Häufigkeit zunimmt. Bald ist der
Rote Riese mehr ein pulsierender Stern (AGB: Asymbiotic giant Branch), der konstant
Materie auschießt. Es bildet sich ein Ringnebel, der auch planetarischer Nebel genannt
wird, weil er sozusagen die Planetenbahnen beschreibt. Das ist die letzte Phase eines
Sternes vor seinem Tod. Die hohe Temperatur im Kern läßt nun schon die Fusion zu Eisen
zu, d.h., daß die Temperaturen höher als 1 Milliarde K sind. Wenn Eisen anfängt, häufig
aufzutreten, kollapsiert der Stern endgültig, weil Eisen nicht mehr auf der normalen Weise
fusioniert werden kann (die Protonen müssen auf einer anderen Weise beschleunigt
werden).



				Ich hatte einen Traum, und es war nicht nur ein Traum.
				Die helle Sonne war erloschen, und die Sterne
				Zogen verglimmend im ewigen Raum dahin,
				Ohne Strahlen, ohne Weg, und die eisige Erde
				Schwebte blind und finster in der mondlosen Luft.
			
										Lord Byron
									   Dunkelheit (1816)	


4 DER TOD EINES STERNES
4.1 Die Chandrasekhar-Grenze
	Der Tod eines Sternes wird mit dem Auftreten des Eisens im Kern angekündigt. Es
gibt nun zwei Arten, wie der Stern sterben kann: eine Supernova oder eine
Riesenkontraktion zu einem Weißen Zwerg. Welchen dieser Wege der Stern einschlagen
wird, sagt die Chandrasekhar-Grenze aus; sie beträgt 1,4 Sonnenmassen.
	Wenn der Stern mehr als 1,4 Sonnenmassen besitzt, endet er in einer Supernova, ein
letztes Aufleuchten des Sternes in einer Explosion, die so hell ist, daß sie auf der Erde am
Tag gesehen werden kann. Es bleibt ein entweder ein Pulsar (Neutronenstern) oder ein
Schwarzes Loch zurück, die in der vorliegenden Arbeit wegen der Komplexität des
Themas hier nicht näher besprochen wird.
	Bei Sternen, die nicht die Chandrasekhar-Grenze erreichen, ist das Ende zwar nicht
so spektakulär, aber doch sehr interessant, vor allen Dingen, weil das zurückbleibende
Objekt, ein weißer Zwerg, eine so hohe Dichte besitzt. Sonnenähnliche Sterne sterben 
durch eine Explosion, in der das Innere des Kernes kollapsiert, weil keine neue Energie
produziert werden kann. Die Schockwellen, die dann dabei freigelassen werden, fegen das
Material in den Außenwänden mit v = ca. 0,5 c (Lichtgeschwindigkeit) ins Weltall. Dieses
Material sammelt sich langsam wieder zu molekularen Nebeln zusammen, und der
Kreislauf der Sternevolution beginnt von neuem. Zurück bleibt nur der Kern, der eine
Größe von ungefähr der Erde hat: ein Weißer Zwerg.

4.2 Weiße Zwerge
	Ein Weißer Zwerg ist der zurückgebliebene Kern eines Sternes. Der erste Weiße
Zwerg wurde 1862 entdeckt, als man durch Zufall Sirius’ binären Stern sichtete. Er war
10000 dunkler als Sirius und sehr klein. Als aber die Masse gemessen wurde, war man
jedoch sehr erstaunt: fast eine Sonnenmasse.
	Weiße Zwerge haben eine sehr hohe Dichte (das ganze Gebirge des Himalaja
würde auf einem Teelöffel passen, der dann aber sehr schwer wäre). Die meiste Masse
des Sternes ist also noch im Weißen Zwerg konzentriert, aber in Form von Neutronen.
	Es steht noch zur Debatte, ob Weiße Zwerge als Sterne angesehen werden können.
Von derTemperatur her würden sie zwar in diese Kategorie fallen, aber in ihnen gehen
keine nukleare Vorgänge vor sich, so daß sie nicht heiß bleiben können.
	Weiße Zwerge kühlen langsam ab. Sie werden erst zu Roten Zwergen, dann zu
Braunen Zwergen, die man vor ungefähr 2 Jahren zum erstenmal enteckt hat. Das letzte
Stadium eines Sternes ist der Schwarze Zwerg, eine eisige Ansammlung degenerierter
Materie, die ein sehr große Gravitationskraft besitzt. Das ist alles, was von einem Stern
übrigbleibt. 


Sonne und Mond sind die Fenster seines Hauses;
					das ganze Weltall ist sein Hof.

										Liu Ling
								(3. Jahrhundert n. Chr.)
					



5 NEUE ENTDECKUNGEN IN DER STERNEVOLUTION
5.1 Interview mit Edgar Castro (Präsident del AAG)
Tanya:	Wie lange gehören Sie der guatemaltekischen Astronomiegesellschaft an?
E. Castro:		11 Jahre.
Tanya: 	Wie haben Sie diezur Position des Direktor/Präsidenten dieser Gesellschaft
		erlangt?
E. Castro: 	Die ersten drei Jahre war ich nur ein gewöhnliches Mitglied dieser Gruppe.
	Durch Initiative, konstantes Beritsctellen von Büchern und Zeitschriften wurde ich
	1987 zum Sekretär der Gesellschaft ernannt. Anfang 1995 gab es eine Krise im
	Astro-Klub, weil die Organisation nicht effektiv war. Es wurde entschieden, daß es
	einen neuen Verwaltungsvorstand geben sollte. Im Februar 1995 wurde ich dann
	zum Präsidentes des Astronomiegesellschaft von Guatemala gewählt.
Tanya:	Wie fühlen Sie sich auf diesem Posten?
E. Castro:	Es ist sehr interessant, obwohl ich in dieser Aufgabe ziemlich allein bin,
	weil die anderen Mitglieder wenig Unterstützung zeigen. Es ist manchmal ziemlich
	anstrengend, aber die Erlebnisse und Ereignisse, die in diesem Jahr stattfanden,
	gleichen alles aus. Sie machen aus meiner Arbeit eine Herausforderung, die ich
	mag.
Tanya:	Welche waren die großen Ereignisse der ersten Hälfte des Jahres 1996?