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Das Leben der Sterne

Vereinfachte Darstellung des Lebens von Sternen:

Sterne sind - wie unsere Sonne - riesige gl�hende Gasb�lle. Einige Sterne sind gr��er, die meisten aber kleiner als unsere Sonne, welche wiederum 332 830 mal mehr Masse als die Erde enth�lt.

Sterne bestehen zu Anfang ihres Lebens etwa zu drei Vierteln aus Wasserstoff und einem Viertel aus Helium. Die schwereren Elemente machen nur etwa 1 Prozent aus. Bei der Sterngeburt st�rzt eine Gaswolke in sich zusammen, bis im Inneren Druck und Temperatur hoch genug ist, um eine Kernfusion zu z�nden. Dies kann mehrere 100 000 Jahre dauern. Die Gaswolke beginnt zu leuchten, zun�chst durch die frei werdende Gravitationsenergie, sp�ter durch die Kernverschmelzung. Ein Stern ist entstanden.
In seinem Zentrum verbrennt der Stern nun bei mehreren Millionen Grad Wasserstoff zu Helium. Dies macht er den gr��ten Teil seines Lebens lang als Hauptreihenstern. Je massereicher der Stern ist, desto mehr Brennstoff hat er zwar zur Verf�gung, aber er verbrennt diesen viel schneller als ein kleiner Stern. Umso leuchtkr�ftiger ist er dann auch.

Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, dann kann ein kleiner Stern nicht mehr weiterbrennen. Allerdings ist das Universum mit seinen etwa 14 Milliarden Jahren noch zu jung, als das kleine Sterne schon ihren Brennstoff verbraucht haben k�nnten. Wenn es einmal so weit ist, dann werden diese Sterne einfach langsam k�hler und dunkler.

Gr��ere Sterne brennen in ihren �u�eren Schichten Wasserstoff weiter. Daher erhitzt sich die �u�ere H�lle des Sterns und wird nach au�en getrieben. Der Stern bl�ht sich auf und steigert massiv seine Helligkeit, er verl�sst die Hauptreihe, ein Roter Riese entsteht. Dies geschieht mit allen Sternen bis zu drei Sonnenmassen (au�er den sehr kleinen). Die H�lle wird immer weiter in den Raum getrieben und erscheint uns in Fernrohren oftmals als sehr h�bscher Planetarischer Nebel (da er aussieht wie ein Planet, er hat aber mit Planeten nichts zu tun). Der Kern bleibt zur�ck als inaktiver Wei�er Zwerg, etwa in der Gr��e der Erde (aber mit viel mehr Masse), welcher sehr langsam ausgl�ht.
Sterne von drei bis acht Sonnenmassen verhalten sich �hnlich, brennen aber noch weitere Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Neon, zun�chst in ihrem Inneren, sp�ter in den Schalen.

Massereiche Sterne ab etwa 8-10 Sonnenmassen brennen noch weiter, bis hin zu Eisen. Der Stern wird immer gr��er und instabiler. Er pulsiert und kann heftig ausbrechen. Diese letzte Phase ist relativ kurz im Vergleich zur Hauptreihenphase eines Sternes.
Wenn der Stern einen Eisenkern erzeugt hat, dann ist Schluss. Er kann keine weitere Energie mehr erzeugen. Der Kern, der �ber 1,44 Sonnenmassen hat, k�hlt ab und kann sich nun nicht mehr gegen seine eigene Schwerkraft wehren. Er st�rzt auf einen Schlag zusammen zu einem nur mehrere Kilometer gro�en Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Die daraus entstehende Schockwelle dr�ckt gegen die nachst�rzende H�lle, welche immer noch gr��tenteils aus Wasserstoff und Helium besteht. Diese fusioniert auf einen Schlag - eine Supernovaexplosion (vom Typ Ib oder II).
Nur wenige Sterne haben die erforderliche Masse f�r eine Supernova. W�hrend der Explosion strahlt der Stern f�r ein paar Tage viele Milliarden mal heller und hinterl�sst dann einen Nebel und einen winzigen Punkt in seinem Inneren - einen Neutronenstern bzw. ein Schwarzes Loch.

Sterne treten sehr selten einzeln ohne Begleiter auf. Das liegt daran, dass die Wolke, aus welcher der Stern entsteht, langsam rotiert. Zieht sich die Wolke zusammen, dann wird die Rotation schneller (Pirouetteneffekt) und ein Stern alleine kann den Drehimpuls nicht bew�ltigen. Daher entsteht oft ein Mehrfachsystem aus mehreren Sternen oder ein Einzelstern mit Planeten.
Sogenannte Exoplaneten, Planeten anderer Sterne, sind f�r uns nicht leicht zu entdecken und schon gar nicht leicht zu sehen, da sie nicht selber leuchten. Es konnten aber bereits �ber hundert fremde Planeten aufgrund der Eigenbewegung des Muttersterns nachgewiesen werden, zumeist riesige Gasplaneten wie Jupiter.

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Das Zentrum unserer Milchstra�e.
Foto: Nasa

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