Astronomen, die das Herschel-Infrarotobservatorium der Europäischen Weltraumorganisation nutzten, fanden etwas, das nicht existieren sollte: ein ehrliches Loch, das durch eine Wolke aus Gas und Staub durchgestochen war. Es klingt wie ein Rechenfehler, doch es erwies sich als eines der klarsten Fenster, die wir in den Geburtsabschluss eines Sterns haben.
Ein Stern ist in seiner einfachsten Form eine Gaskugel, die von innen durch Fusion beleuchtet wird. Aber die Details hinter diesem einfachen Satz sind seltsamer und präziser als die meisten Menschen erwarten – von den Buchstaben, die Astronomen zum Sortieren verwenden, bis zu der genauen Rezeptur aus Gas, aus der sie gebaut sind, bis zu den unwahrscheinlich kleinen Überresten, die manche von ihnen hinterlassen. Dieser Artikel arbeitet sich durch das, was die Aufzeichnung tatsächlich zeigt, Fakt für Fakt.
Ein Loch durch eine Sternengeburtsstätte
Herschel scannte eine Region in der Nähe des Reflexionsnebels NGC 1999, als es einen Himmelsfleck entdeckte, der immer wie nur eine weitere dunkle Staubwolke aussah. Das war es nicht. Der dunkle Fleck stellte sich als echte Lücke heraus, und er gab Astronomen einen seltenen, direkten Einblick in die letzte Phase der Sternenbildung – den Moment, in dem ein junger Stern das Material, aus dem er geboren wurde, fertig aufgeräumt hat.
Die führende Erklärung ist eher mechanisch als mysteriös. Forscher vermuten, dass schmale Gasstrahlen, die von jungen Sternen in der Region abgefeuert werden, durch das umgebende Gas und den Staub, aus denen NGC 1999 besteht, physisch einen Weg nach außen durchschlagen und die Öffnung, die Herschel fotografierte, ausgehöhlt haben. Es ist wichtig, weil das Einfangen dieses Prozesses in der Mitte selten ist – das meiste, was wir über die Sternenbildung wissen, kommt von Vergleichen von Schnappschüssen verschiedener Sterne in verschiedenen Altern, nicht vom Beobachten eines einzelnen Prozesses in einem System.
Sterne nach Buchstaben sortieren
Fast jeder Stern wird in das Morgan-Keenan-System eingeteilt, das Sterne nach sieben Buchstaben sortiert – O, B, A, F, G, K, M – von den heißesten O-Typ-Sternen bis zu den kühlsten M-Typ-Sternen. Die Reihenfolge sieht willkürlich aus, bis man erfährt, dass es sich um eine reine Temperaturrangfolge handelt – der historische Unfall liegt nur in den Buchstaben, nicht in der Physik.
Jede Klasse nimmt auch eine numerische Unterteilung an, und die Aufzeichnung zeigt, wie feinkörnig diese Skala wird: Der Stern Mu Normae trägt die Bezeichnung O9.7, eine Bruchklasse, die zwischen ganzzahligen Schritten eingequetscht wird. Diese Präzision existiert, weil Temperatur ein Kontinuum ist, und ein siebenbuchstabiges Alphabet würde es ohne Dezimalstellen nie erfassen.
Die spektrale Kennung der Sonne
Führen Sie die Sonne durch dieses System und sie kommt als G2V heraus, eine Bezeichnung, die ihre Oberflächentemperatur auf etwa 5.800 K setzt. Das „V" leistet dort echte Arbeit: Es kennzeichnet die Sonne als einen gewöhnlichen, Wasserstoff brennenden Stern und nicht als einen Riesen oder einen stellaren Überrest.
Diese Temperatur liegt komfortabel im vollen Bereich der Hauptreihe, die von etwa 2.000 K am kühlsten bis zu 50.000 K am heißesten reicht. Noch seltsamer ist, dass einige neu gebildete Weiße Zwerge – Sterne, die bereits mit dem Brennen aufgehört haben – heißer sind als jeder Hauptreihenstern, über 100.000 K. Eine Sternleiche kann für eine Weile in der Temperatur fast alles noch aktiv Wasserstoff brennend übertreffen.
Größtenteils aus Wasserstoff gebaut
Wiegen Sie die Sonne heute und 74,9% ihrer Masse ist Wasserstoff, wobei Helium 23,8% ausmacht und die restlichen 1,3% aus schwereren Elementen bestehen, ein Anteil, den Astronomen einfach seine Metallizität nennen. Diese Zahlen sind nicht bei der Geburt festgelegt: Ein neu gebildeter Protostern beginnt mit etwa 70% Wasserstoff und 28% Helium nach Masse, mit nur Spurenmengen von etwas Schwerem.
Die Lücke zwischen diesen zwei Schnappschüssen ist Fusion, die ihre langsame Arbeit leistet – Milliarden Jahre Wasserstoff, der still in Helium im Kern umwandelt. Es ist eine Erinnerung daran, dass die Zusammensetzung eines Sterns wirklich eine laufende Summe ist, keine bei der Bildung festgelegte Bezeichnung.
Die Reaktion, die Sternenlicht antreibt
Der Hinweis, der dies möglich machte, kam fast zufällig. Francis Astons Erfindung des Massenspektrometers von 1919 ermöglichte es Wissenschaftlern, Atome präzise genug zu wiegen, um zu zeigen, dass vier Wasserstoffatome ein einzelnes Heliumatom überwiegen – der Massenunterschied, den Fusion als Licht und Wärme freisetzt. Es brauchte noch zwei Jahrzehnte, bis der Mechanismus geklärt wurde: Die Physiker Hans Bethe und Charles Critchfield veröffentlichten 1938 die Details und beschrieben die Proton-Proton-Kette als die spezifische Fusionssequenz, die die Energieerzeugung in sonnenähnlichen Sternen dominiert.
Die Energie aus dem Kern herauszubekommen ist sein eigenes Problem, und verschiedene Sterne lösen es unterschiedlich. Konvektion – Massenbewegungen heißer Gase, die Wärme physisch nach außen tragen – wird zu einer wichtigen Transportmethode speziell bei Sternen mit etwa 1,3 bis 1,5 Sonnenmassen oder schwerer. Unter dieser Schwelle erledigt normalerweise Strahlung allein den Job.
Messung des Unwahrscheinlich Großen und Unwahrscheinlich Fernen
Einige der wichtigsten Sternenfakten handeln nicht von Sternen selbst, sondern von den Werkzeugen, die zur Festlegung verwendet werden. 1838 nutzte Friedrich Bessel die Parallaxe-Technik – Messung einer winzigen scheinbaren Verschiebung eines Sterns gegen den Himmelshintergrund – um zu zeigen, dass 61 Cygni 11,4 Lichtjahre von der Erde entfernt liegt. Es war das erste Mal, dass jemand die Entfernung eines Sterns direkt gemessen hatte, anstatt sie zu schätzen.
Moderne Instrumente haben diese gleiche Grundidee absurd weit getrieben. Im April 2018 berichteten Astronomen, dass ein Stern mit dem Spitznamen Icarus, formal MACS J1149 Lensed Star 1, der am weitesten entfernte gewöhnliche Stern ist, der jemals entdeckt wurde – 9 Milliarden Lichtjahre entfernt, sichtbar überhaupt nur, weil die Schwerkraft eines Vordergrundhäufchen die Galaxien sein Licht gebogen und vergrößert hat. Keine dieser Entfernungsarbeiten geschieht ohne ein festes Lineal, weshalb die Internationale Astronomische Union die Angelegenheit 2012 geklärt hat und die Astronomische Einheit auf genau 149.597.870.700 Meter festgelegt hat.
Das lange Nachleben eines Sterns
Nicht jeder Stern verblasst ruhig. Sobald ein Stern wie die Sonne seinen Brennstoff aufgebraucht hat, bleibt ein Weißer Zwerg übrig – und die Aufzeichnung seiner Entdeckung liegt in der Nähe nach Hause. Der nächste bekannte Weiße Zwerg, Sirius B, liegt nur 8,6 Lichtjahre entfernt als der kleinere Begleiter im Sirius-Binärsystem, Jahrzehnte lang in der Helligkeit seines helleren Partners versteckt, bevor Astronomen ihn bestätigten. Der Begriff selbst ist relativ jung: Weißer Zwerg wurde 1922 geprägt, vom Astronomen Willem Jacob Luyten.
Es gibt eine harte Obergrenze für die Masse eines dieser Überreste. Ein Weißer Zwerg wird nur durch Elektronenentartungsdruck gestützt – ein Quanteneffekt, nicht gewöhnlicher Gasdruck – und dieser Druck kann nicht mehr als etwa 1,44 Mal die Sonnenmasse unterstützen, eine Grenze, die als Chandrasekhar-Grenze bekannt ist. Überschreite sie, und der Stern kann überhaupt kein Weißer Zwerg bleiben; er kollabiert in etwas völlig anderes.