Folge 133: Hyperriesen und Unterzwerge – Die Leuchtkraftklassen der Sterne

Folge 133: Hyperriesen und Unterzwerge – Die Leuchtkraftklassen der Sterne.

In der letzten Folge der Sternengeschichten habe ich von den Spektralklassen erzählt. Sie werden verwendet, um alle Sterne nach ihre grundlegenden Eigenschaften einzuteilen. Unsere Sonne gehört zum Spektraltyp G2V. Was das “G2” zu bedeuten hat, wurde in der letzten Folge ja schon aufgeklärt. Aber wieso braucht es dahinter noch eine “V”?

Diese Zahl bezieht sich auf die sogenannte Leuchtkraftklasse. Die Spektralklassen der letzten Folge hingen ja hauptsächlich von der Temperatur der Sterne ab. Heiße Sterne gehören zur Klasse “O”, kühle Sterne zur Klasse “M” und unsere Sonne mit ihrer Klasse “G” liegt in der Mitte. Neben der Temperatur hat ein Stern aber noch ein paar weitere wichtige Eigenschaften – zum Beispiel die Leuchtkraft.

Damit ist nicht einfach nur die Helligkeit gemeint, bzw. nicht nur. Wie hell uns ein Stern am Nachthimmel erscheint, hängt ja auch von seinem Abstand ab. Ein Stern kann hell erscheinen, weil er hell ist – oder uns auch nur sehr nahe. Die Leuchtkraft dagegen gibt an, wie viel Energie vom Stern tatsächlich abgestrahlt wird, unabhängig von der Entfernung. Vor allem aber ist die Leuchtkraft eine Eigenschaft, die sich im Laufe eines Sternenlebens dramatisch verändern kann.

Ganz allgemein unterscheidet man sieben hauptsächliche Leuchtkraftklassen, die mit einer Null beziehungsweise die römischen Zahlen von I bis VI bezeichnet werden. Je größer die Zahl, desto geringer die Leuchtkraft. Unsere Sonne mit ihrer V gehört daher also zu den eher nicht so leuchtkräftigen Sternen. Genauer gesagt: Sie ist ein “Zwerg”, so wie alle anderen Sterne der Klasse V. Das soll aber nicht heißen, dass sie irgendwie unwichtig ist. Die Zwerge sind eigentlich die “normalen” Sterne, also die Sterne, die Astronomen als “Hauptreihensterne” bezeichnen. Das bezieht sich auf das sogenannte “Hertzsprung-Rusell-Diagramm”, das ich schon in Folge 6 der Sternengeschichten erklärt habe und das auch hier wieder eine wichtige Rolle spielt. In diesem Diagramm werden Sterne anhand von zwei Parametern eingeteilt, die im wesentlichen genau dem Spektraltyp, also der Temperatur und der Leuchtkraftklasse, also der Helligkeit entsprechen.

Die Sterne sind dort aber nicht irgendwie willkürlich verteilt. Die meisten von ihnen findet man entlang einer Linie, die sich von oben links nach unten recht durch das Diagramm zieht, also von heißen Sternen mit hoher Leuchtkraft zu kühlen Sternen mit geringer Leuchtkraft. Die Sterne, die sich auf dieser “Hauptreihe” befinden sind die, die sich im normalen Teil ihres Lebens befinden. In ihrem Inneren findet Kernfusion statt und die dabei entstehende Strahlung entweicht aus dem Kern nach außen. Dabei drückt die Strahlung quasi nach außen gegen die Materie, aus der der Stern besteht und wirkt so der Gravitationskraft dieser Materie entgegen, unter der ein Stern normalerweise kollabieren würde. In diesem Zustand halten sich der Druck durch die Strahlung und die Gravitationskraft die Waage und der Stern ist stabil. Je mehr Masse der Stern hat, desto heißer ist es in seinem Kern und desto mehr Strahlung kann er erzeugen. Heiße Sterne haben also eine hohe Leuchtkraft, kühle Sterne eine geringe und darum verläuft die Hauptreihe auch von einer Gruppe zur anderen.

All die Sterne, die auf der Hauptreihe liegen gehören aber trotzdem zur Leuchtkraftklasse “V” der Zwerge, denn sie können noch sehr viel größer werden! Das passiert aber erst, wenn sie nicht mehr stabil sind. Irgendwann hat so ein Stern nämlich allen Wasserstoff in seinem Kern verbraucht. Dann kann er auch keine Kernfusion mehr durchführen und er beginnt sich massiv zu verändern. Wenn die Kernfusion schwächer wird, wird auch weniger Strahlung erzeugt und damit gibt es weniger Strahlungsdruck. Die Gravitation gewinnt die Oberhand und der Stern fällt unter seinem eigenen Gewicht zusammen. Dadurch wird es in seinem Zentrum aber wieder heißer und neue Kernfusionsprozesse, die vorher aufgrund der zu geringen Temperaturen nicht möglich war, können stattfinden. Es wird neue Strahlung erzeugt, der Strahlungsdruck steigt und der Stern dehnt sich aus, anstatt zu kollabieren.

In Wahrheit ist die Sache natürlich noch ein wenig komplizierter. Was genau passiert, hängt unter anderem von der Masse des Sterns ab. Und Kontraktion und Expansion können auch gleichzeitig stattfinden. Bei einem kleinen Stern wie unserer Sonne sammelt sich im Laufe der Zeit im Kern jede Menge Helium an. Das entsteht bei der Fusion von Wasserstoff und kann vorerst nicht weiter fusioniert werden. Ist im Kern kein Wasserstoff mehr übrig, zieht sich der Stern zusammen und seine inneren Bereiche werden dichter. Im mit Helium angefüllten Kern selbst ist immer noch keine Fusion möglich, aber dafür kann nun in den Schichten darüber Wasserstoff fusioniert werden. Außerhalb dieser Schale beginnt der Stern zu expandieren, weil der Strahlungsdruck ihn nun auseinander treibt. Im Kern wird der Stern immer heißer, weil die Masse an neu produzierten Helium ihn immer weiter kollabieren lässt, die Temperaturen immer weiter ansteigen und irgendwann der Punkt erreicht ist, wo auch das Helium fusioniert. Die Schichten darüber werden dagegen immer weiter nach außen getrieben, die Masse verteilt sich über einen immer größeren Bereich und kühlt dabei auch immer weiter ab.

In dieser Phase entwickelt sich ein Zwergstern der Leuchkraftklasse V zu einem sogenannten “Unterriesen” der Leuchtkraftklasse IV. Hat er sich dann immer weiter ausgedehnt, ist er ein echter Riesenstern der Leuchtkraftklasse III geworden. Das wird auch mit unserer Sonne passieren, wenn sie in 6 Milliarden Jahren das Ende ihres Lebens erreicht. Da die äußeren Schichten in diesem Stadium stark abgekühlt sind, leuchtet sie dann auch nicht mehr gelb, sondern eher rötlich, weswegen man diese Klasse der Sterne auch “Rote Riesen” nennt. Irgendwann werden die äußeren Schichten komplett abgestoßen, so dass nur noch der innerste Kern übrig bleibt. Das ist dann ein “Weißer Zwerg”, in dem keine Kernfusion mehr stattfindet und der deswegen auch nicht Teil der offiziellen Spektral- bzw. Leuchtkraftklassifikation ist.

Sterne, die eine größere Masse haben als die Sonne können aber am Ende ihres Lebens noch ein wenig länger durchhalten und noch mehr Fusionsreaktionen durchführen. Sie blähen sich noch weiter auf und werden zur Leuchtkraftklasse II der “hellen Riesen” gezählt. Noch heller sind die Überriesen der Leuchtkraftklasse I und ganz oben stehen die Hyperriesen der Leuchtkraftklasse 0. Über- und Hyperriesen leuchten zwar alle enorm viel heller als ein normaler Hauptreihenzwergstern und sind auch alle viel größer und schwerer. Sie können mehr als 100 Mal mehr Masse haben als unsere Sonne. Trotzdem sind sie nicht unbedingt alle auch heißer als die kleineren Sterne. Es gibt Hyperriesen bei allen Spektraltypen, also zum Beispiel blaue Hyperriese, die sehr heiß sind, gelbe Hyperriesen mit moderaten Temperaturen wie unsere Sonne und kühle rote Hyperriesen.

Nur wenn ein Hyperriesen wirklich viel Masse hat, kann er sich zu einem heißen, blauen Riesen oder gar einem sogenannten “hellen blauen Veränderlichen” entwickelt, den hellsten bekannten Sternen. Deren Masse, die das 250fache der Sonnenmasse betragen kann, sorgt für enorme Temperaturen und damit auch für die enorme Ausdehnung dieser Sterne. Deneb, im Sternbild Schwan gehört dazu und er ist von der Erde aus wegen seiner Helligkeit auch gut sichtbar. Er gehört zu den hellsten Sternen am Nachthimmel, obwohl er ein paar tausend Lichtjahre weit entfernt ist. Aber da er auch ein paar Dutzend mal schwerer als die Sonne ist, ist seine Temperatur viel höher. Er hat sich auf über das 100fache des Sonnenradius ausgedehnt und leuchtet ungefähr 200.000 Mal heller als unser Stern. Ein heller blauer Veränderlicher ist allerdings nicht stabil – sonst wäre er ja Teil der Hauptreihe und nicht Teil der Riesengruppe. Seine Größe und seine Helligkeit können stark schwanken und da diese Sterne so heiß brennen, leben sie auch nicht lange sondern haben ihren Treibstoff oft schon nach wenigen Millionen Jahren verbraucht.

Deneb selbst wird irgendwann so weit aufgebläht sein, dass er zu einem Roten Überriesen abkühlt. Wegen ihrer kurzen Lebensdauer sind die Hyperriesen daher auch schwer zu entdecken, obwohl sie so hell sind.

Wer genau aufgepasst hat, wird merken, dass noch eine Leuchtkraftklasse fehlt. Wir haben bei den Zwergen der Klasse V angefangen und uns mit steigender Leuchtkraft bis zur Klasse 0 der Hyperriesen hoch gearbeitet. Aber da ist ja auch noch die Klasse VI und das sind die “Unterzwerge” (die übrigens manchmal auch anstatt mit der römischen Zahl VI mit den Kleinbuchstaben “sd” für “subdwarf” bezeichnet werden) Das sind Zwerge, die im Vergleich zu ihren Kollegen auf der Hauptreihe bei gleicher Temperatur eine deutlich geringere Leuchtkraft haben. Ein Unterzwerg vom Spektrakltyp G ist also an seiner Oberfläche genau so heiß wie unsere Sonne, ein Zwerg vom Typ G. Der Unterzwerg leuchtet aber nicht so hell wie die Sonne und der Grund dafür ist vermutlich seine chemische Zusammensetzung.

Ein normaler Stern besteht fast komplett aus Wasserstoff und Helium. Alle anderen chemischen Elemente werden von den Astronomen als “Metalle” bezeichnet (obwohl das natürlich nichts mit der chemischen Definition des Begriffs “Metall” zu tun hat). Aber nicht jeder Stern enthält gleich viele Metalle. Direkt nach dem Urknall gab es ja nur Wasserstoff und Helium und all die anderen Elemente mussten erstmal bei der Kernfusion im Inneren der erste Sterne entstehen. Die allerersten Sterne im Universum enthielten also überhaupt keine Metalle. Nachdem diese ersten Sterne dann bei Supernova-Explosionen ihre Leben beendet und die neu geschaffenen Metalle im Universum verteilt hatten, konnte die zweite Generation der Sterne schon ein paar Metalle von Anfang an enthalten. Sie produzierten aber auch selbst wieder neue Metalle und die dritte Generation fing mit noch mehr Metallen an. Unsere Sonne gehört zu dieser dritten Generation der “metallreichen” Sterne. Die kühlen Unterzwerge dagegen gehören zur metallarmen zweiten Generation. Die Menge an Metallen in einem Stern bestimmt aber unter anderem, wie gut oder schlecht die Strahlung entweichen kann. Je weniger Metalle, desto leichter kann die Strahlung aus dem Kern nach außen entkommen und desto geringer ist der Strahlungsdruck. Dadurch kann die Gravitationskraft den Stern stärker zusammendrücken und man bekommt einen Zwergstern, der kleiner ist, als er eigentlich sein sollte. Eben einen Unterzwerg.

Es gibt aber auch noch heiße Unterzwerge, also Sterne, die mit Temperaturen von über 10.000 Grad so heiß sind, wie die heißen O oder B-Sterne auf der Hauptreihe, aber trotzdem nicht so groß. Sie haben eine ganz andere Geschichte als ihre kühlen Kollegen. Ein heißer Unterzwerg unterscheidet sich stark von einem normalen Stern, da er nicht hauptsächlich aus Wasserstoff besteht. Es handelt sich Sterne die fast komplett aus Helium bestehen und nur von einer dünnen Hülle aus Wasserstoff umgeben sind. Wie sie genau entstanden sind, ist noch unklar aber man geht davon aus, dass es sich dabei um die Kerne von ehemaligen Roten Riesen handelt, die ihre äußeren Schichten aus Wasserstoff fast komplett verloren haben. Das kann zum Beispiel in Doppelsternen passieren, wenn die sich zu nahe kommen und dabei einer Material vom anderen an sich reißt.

Es gäbe noch jede Menge andere spezielle Klassifikationen, die von den Astronomen im Laufe der Zeit eingeführt worden sind, um alle Details und Varianten der Sternentwicklung entsprechen zu bezeichnen. Aber das ist dann wirklich nur noch etwas für Spezialisten. Und jetzt wissen wir immerhgin, was es bedeutet, wenn Astronomen sagen, die Sonne wäre ein Stern vom Typ G2V. Wir umkreisen einen nicht zu heißen, nicht zu kühlen gelben Zwergstern, der sich auf der Hauptreihe befindet.