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SternendenNach dem ein Stern den Wasserstoff aufgebraucht hat, wird er
sich zu einem Roten Riesen aufblähen, da in der Schale um den Heliumkern das
Wasserstoffbrennen eingesetzt hat, bis der Heliumkern sich zu der Größe eines Weißen
Zwerges zusammenzieht, dann dehnt sich die Hülle aus, sie wird kühler, die
Leuchtkraft geht zurück, der Rote Riese wird sich bis knapp zur Erdbahn
ausgedehnt haben. Ist der innerste Bereich aus Helium heiß und dicht genug, so
setzt der sogenannte 3-Alpha-Prozeß ein. Das ist die Kernfusion dreier
Heliumkrerne zu einem Kohlenstoffkern. Der Stern gehört nun zu der Klasse von
Sonnen, die als Horizontalast im HRD (Hertzsprung-Russell-Diagramm) bezeichnet
werden. Wenn der Drei-Alpha-Pozess nur noch in einer Schale um den entstandenen
Kernbereich aus Kohlenstoff und Sauerstoff abläuft, gehört unser roter Riese
sogar dem asymthotischen Riesenast an. Der asymthotischen Riesenast ist eine
Klasse von sterbenden Sonnen, die sich durch kühle (3000 bis 4000 Grad) Oberflächen
und große Leuchtkraft (100x bis 1000x unsere Sonne) auszeichnen. In dieser
Phase stößt der Stern einen erheblichen Teil seiner Masse ab, bis der nackte,
heiße Weiße Zwerg aus Kohlenstoff und Stickstoff zurückbleibt.
Massenreichere Sterne können durch weitere Fusionsreaktionen
noch Energie gewinnen, wobei sie sich zum Überriesen entwickeln. Bei mehr als 9
Sonnenmassen endet die Entwicklung in einer Supernova Typ II.
Nova heißt neuer Stern. Konkret heißt das, dass ein Stern
innerhalb einiger Tage seine Helligkeit um viele Größenklassen verstärkt, d.h.
die Leuchtkraft steigt um einen Faktor 100 bis 100000. Im Laufe der folgenden
Monate kehrt der Stern allmählich zur Helligkeit zurück, die er vor dem
Ausbruch hatte. In ein paar wenigen Fällen kommt es schon nach ein paar Jahren
zum nächsten Ausbruch (rekurierende Nova). Doch die klassische Nova hat nur
alle paar 100 bis alle 10000 Jahre einen Ausbruch. Das heißt, dass bisher nur
ein Ausbruch beobachtet wurde.
Ein Doppelsternsystem aus einem Weißen Zwerg aus entartetem
Kohlenstoff und Sauerstoff und einem Nachhauptreihenstern, wie bei der Nova,
stehen am Anfang der Supernova Typ I. Wenn der Materiefluss groß genug ist
(etwa im Bereich einer Erdmasse in 10 Jahren), kann der angesammelte
Wasserstoff kontinuierlich über den CNO-Zyklus zu Helium fusionieren. In der
dadurch entstehenden Heliumhülle kann explosionsartig der 3-Alpha-Prozeß
einsetzen und die Heliumhülle in Kohlenstoff umwandeln.
Die zweite Art, wie sich ein Stern selbst zur Explosion
bringen kann, heißt Supernova Typ II. Hier wird ein blauer oder roter
Überriese, der mindestens neun mal schwerer als die Sonne ist, durch den
Kollaps seines Inneren zu einem Neutronenstern.
Hinter der wissenschaftlichen Bezeichnung "Gamma-Ray
Bursters" oder zu Deutsch "plötzliche Ausbrüche von
Gammastrahlen" verbergen sich die größten bekannten Explosionen im Weltall
überhaupt. Sie können im Energieausstoß die Supernovae noch um Größenordnungen
übertreffen. Während eine Supernova relativ gut verstanden wird, umgibt die
gewaltigen Ausbrüche im Kosmos noch tiefes Geheimnis. Wie der Name schon
vermuten lässt, handelt es sich um kurzzeitig (Sekunden bis Minuten)
auftretende Quellen von Strahlung am kurzwelligen Ende des Spektrums. Im
Bereich dieser hochenergetischen Strahlung werden die Ausbrüche schon seit
vielen Jahren beobachtet. Ihre zufällige Verteilung am Himmel und die
statistische Verteilung ihrer Stärke legt nahe, dass sie gleichmäßig über den
ganzen Kosmos verteilt sind, und dass wir sie bis an den Rand des prinzipiell
einsehbaren Weltalls sehen können. Nicht einmal Supernovae können sich über die
Distanz des ganzen einsehbaren Kosmos bemerkbar machen. Deshalb müssen diese
Gammastrahlenausbrüche wesentlich energiereicher als eine Supernova sein. |