Sterne

Sterne sind leuchtende Gaskugeln, die ihre Energie im Innern eines heißen Kerns durch Kernfusion erzeugen.

Die kleinste Masse zur Bildung eines Sterns liegt bei rund 1/21 Sonnenmassen. Unterhalb dieser Grenze reicht die Schwerkraft der sich zusammenballenden Massen nicht aus, um die Materie auf eine Temperatur aufzuheizen, bei der die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium einsetzen kann. Die bislang schwersten bekannten Sterne bringen es nicht über 60 Sonnenmassen. Die Masse eines Sterns gehört zu den wichtigsten Faktoren, die Temperatur und Leuchtkraft während seiner Zeit als Hauptreihenstern bestimmen, wobei dem Wasserstoffvorrat im Kern die Rolle des nuklearen Brennstoffs zukommt.

Sterne setzen sich hauptsächlich aus Wasserstoff mit Beimengungen von Helium zusammen. Bei der Sonne, die in vielerlei Hinsicht als typischer Durchschnittsstern gelten kann, bestehen 94 Prozent der Atome aus Wasserstoff, 5,9 Prozent aus Helium und weniger als 0,1 Prozent aus anderen Elementen. Bei der Verteilung der Gewichtsanteile in der Sonnenmaterie liegen 73 Prozent beim Wasserstoff, 25 Prozent beim Helium, 0,8 Prozent beim Kohlenstoff, 0,3 Prozent beim Sauerstoff, und die restlichen 0,9 Prozent verteilen sich auf alle anderen Elemente.

Sterne werden in Gruppen im Innern von Gas- und Staubwolken des interstellaren Mediums geboren. Zunächst ballt sich die Materie zu einem Protostern zusammen, der immer weiter kollabiert. Der Kern heizt sich dabei durch Abgabe von Gravitationsenergie auf, bis schließlich eine Temperatur erreicht wird, bei der die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium einsetzen kann. Die Zeit, die dieser Prozeß in Anspruch nimmt, hängt stark von der Masse des Protosternes ab. So braucht ein Stern von 10 Sonnenmassen nur 300 000 Jahre bis zu diesem Entwicklungspunkt, ein Stern von einer Sonnenmasse hingegen 30 Millionen Jahre.

Das Wasserstoffbrennen im Kern des Sterns kann solange aufrechterhalten werden, bis die Brennstoffreserven erschöpft sind. Während dieser stabilen Lebensphase befindet sich der Stern auf der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Je größer jedoch die Ausgangsmasse des Sternes ist, desto drastischer verringert sich die Verweilzeit. Während sich die Sonne für einen Zeitraum von etwa 10 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe aufhält (von der etwa die Hälfte der Zeit abgelaufen ist), bringt es ein dreimal schwererer Stern nur noch auf 500 Millionen Jahre.

Wenn die Wasserstoff-Fusion im Kern erlischt, weil der Brennstoff aufgebraucht ist, kommt es zu drastischen Umstrukturierungen im Stern, in deren Verlauf dieser auf die veränderte Situation reagiert. Der träge Kern des Sterns beginnt rasch zu kontrahieren. Dadurch wird Gravitationsenergie freigesetzt, die die umhüllende Wasserstoffschale so weit aufheizt, daß die Wasserstoff-Fusion erneut einsetzen kann - allerdings spielt sich die Fusion diesmal nur in einer Kugelschale um den Kern ab. Die wieder entfachte Energie läßt die äußeren Schichten des Sterns immer weiter anwachsen. Die Gasschichten dehnen sich dabei aus, kühlen ab, und der Stern entwickelt sich zu einem Roten Riesen. Das Wechselspiel von sich ausdehnender Größe und sinkender Temperatur sorgt für eine relativ konstante Leuchtkraft.

Inzwischen jedoch zieht sich der Heliumkern weiter zusammen, bis eine Temperatur von 100 Millionen Grad erreicht ist. Jetzt setzt die atomare Verschmelzung von Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff ein - die Phase des Heliumbrennens ist erreicht.

Schließlich sammelt sich das Helium im Kern an. Was nun passiert, hängt entscheidend von der Masse des Sterns ab. Bei massereichen Sternen bewirkt die jeweils auf die Erschöpfung der Energiereserven folgende Kernkontraktion ein erneutes Zünden der Brennstoffasche. Das führt schließlich dazu, daß sich im Zentrum des Sterns Eisen - als letztes Glied in der Fusionskette - angereichert hat, während der Kern von Schalen umgeben ist, in denen gleichzeitig Silizium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Helium und ganz außen Wasserstoff verbrennt. Konnte sich im Innern des Sterns ein Eisenkern von mindestens einer Sonnenmasse bilden, kann eine völlig neue Reaktionskette einsetzen. In diesem Entwicklungsstadium kann der Kern plötzlich so weit in sich zusammenfallen, daß es zu einer Implosion mit katastrophalen Auswirkungen kommt: dem Ausbruch einer Supernova. Übrig bleibt vom Stern lediglich der extrem verdichtete Kern, aus dem sich ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch bildet.

Bei masseärmeren Sternen wie der Sonne erreicht die Temperatur im Innern nicht jene Werte, bei denen innerhalb der Schalen Wasserstoff zu Helium verbrennt. Es kommt zu Instabilitäten, worauf der Stern seine äußeren Schichten vom Kern abstößt. Diese bilden eine expandierende Gasschale, woraus schließlich ein sog. Planetarischer Nebel entsteht, dessen Bestandteile sich mit der Zeit immer mehr ins All verflüchtigen. Zudem verlieren wohl die meisten der Sterne erheblich an Masse, da während ihrer späten Entwicklungsstadien ein kräftiger Sternwind einsetzt.

Der übrigbleibende Kern kühlt ab und schrumpft, während seine Dichte ständig steigt. Schließlich hat er die Größe der Erdkugel erreicht. Die Materie ist nun so verdichtet, daß sie entartet und sich ein Weißer Zwerg bildet. Von nun an sind alle Energiequellen erschöpft, der Weiße Zwerg strahlt seine restliche Wärme ab und kühlt langsam aus.

Der Entwicklungsgang eines Sternes wird meist als Lebensweg im Hertzsprung-Russell-Diagramm dargestellt. Die Abbildung zeigt den Lebensweg der Sonne. Trägt man das Hertzsprung-Russell-Diagramm für einen ganzen Sternhaufen auf, so erhält man Aussagen über die Beziehung zwischen der Masse der Sterne und ihrer Entwicklung. Damit läßt sich das Alter des gesamten Sternhaufens abschätzen. Der hier skizzierte Abriß der stellaren Entwicklung bezieht sich auf Einzelsterne. Für Mitglieder von Doppel- oder Mehrfach-Sternsystemen können die Entwicklungswege völlig anders verlaufen, falls es zu einem Massenaustausch kommt.

Quellenangabe: Astronomie-Lexikon RedShift