Relativitätstheorie - Fakultät für Physik und Astronomie - Universität ...

7.2 Radialsymmetrische Himmelskörper 149
Abbildung 7.2: Sonnenoberfläche aufgenommen vom Satelliten TRACE. (NASA - Wikimedia Commons)
Sterne
Sterne entstehen in Regionen des Weltalls mit erhöhter Staubdichte, oftmals ausgelöst durch
Schockwellen einer Supernova-Explosion. Die Staubwolke zieht sich dann unter Wirkung gegenseitiger
Gravitation zusammen und bildet einen Protostern. Protosterne sind etwa 1000 mal
größer als das Sonnensystem, haben noch eine geringe Dicht und eine Temperatur von nur wenigen
Kelvin. Der nun einsetzende Gravitationskollaps führt zu einer stetig ansteigenden Temperatur,
die irgendwann zur Ionisation des Wasserstoffes und schließlich zur Zündung einer Kernfusion
H→He, dem sogenannten Wasserstoffbrennen führt. Wenn der durch diese Kernreaktion
hervorgerufene Gegendruck in der Lage ist, den Gravitationskollaps aufzuhalten, entsteht ein
Stern.
Das Wasserstoffbrennen wandert schalenförmig vom Mittelpunkt des Sterns langsam nach
außen. Das Abfallprodukt Helium wird im Kern unter dem Einfluss der Gravitation unter hohem
Druck weiter verdichtet, bis eine erneute Kernfusion, das sogenannte Heliumstoffbrennen,
zündet und wiederum von innen nach außen wandert und dabei Beryllium sowie Kohlenstoff bildet.
Bei hinrichend schweren Sternen kommt es dann im Zentrum zu einer erneuten Zündung,
dem Kohlenstoffbrennen. Dieser Vorgang kann je nach Masse des Sterns unter Bildung immer
schwererer Elemente bis hin zu Eisen fortgesetzt werden. Durch diese sukzessiven Brennzyklen
bläht sich der Stern immer weiter auf, während seine Oberflächentemperatur abnimmt. Sterne in
einem solchen Spätstadium bezeichnet man als rote Riesen. Schließlich brechen die Fusionsreaktionen
zusammen, so dass der rote Riese unter seinem Eigengewicht kollabiert. Da er nun aus
schweren Kernen besteht, kann der Kollaps nicht durch Fusionsreaktionen aufgehalten werden.
Von der Gesamtmasse hängt es ab, ob bei diesem Kollaps ein weißer Zwerg, ein Neutronenstern
oder sogar ein schwarzes Loch entsteht.
Die Sonne ist ein durchschnittlicher Stern mittleren Alters. Sie besteht zu drei Vierteln aus
Wasserstoff und zu einem Viertel aus Helium. Das Wasserstoffbrennen findet in der Fusionszone
im Zentrum statt, die sich bis etwa bis r = R/4 erstreckt. Die entstehende Wärme wird
mittels Konvektion durch die herumliegenden Schichten nach außen transportiert. Die Kernfusion
stabilisiert sich selbst durch negative Rückkopplung: Wird zuviel Energie produziert, dehnt
Haye Hinrichsen — Allgemeine Relativitätstheorie