Was sind die letzten Stadien im Leben eines Sterns von ähnlicher Größe wie die Sonne?

Um zu verstehen, was am Ende des Lebens eines sonnenähnlichen Sterns passiert, hilft es zu verstehen, wie Sterne überhaupt entstehen und wie sie leuchten. Die Sonne ist ein durchschnittlich großer Stern und wird im Gegensatz zu einem Riesen wie Eta Carinae nicht als Supernova ausgehen und ein Schwarzes Loch hinter sich lassen. Stattdessen wird die Sonne zu einem Weißen Zwerg und verblasst einfach.

Sterne werden aus intergalaktischem Staub geboren. Wenn sich eine mit Staub, Wasserstoff und Heliumgas gefüllte Wolke langsam um einen zentralen Kern zu drehen beginnt, zieht der Kern mehr an Materie, und der zunehmende Druck erhitzt sie, bis sie heiß genug wird, damit das Wasserstoffgas in einer Kernreaktion fusioniert. Die durch die Fusionsreaktionen erzeugte Energie verhindert einen weiteren Kollaps und der Kern wird zu einem Hauptreihenstern. Massereiche Sterne verbrauchen ihren Wasserstoffbrennstoff schnell und können in nur 3 Millionen Jahren ausbrennen. Die Hauptreihe eines sonnenähnlichen Sterns beträgt jedoch etwa 10 Milliarden Jahre.

Wenn ein sonnengroßer Stern den Wasserstoff in seinem Kern verbraucht, stoppt die Fusion und die Temperatur ist nicht hoch genug, um die Heliumfusion zu beginnen. Der fehlende Strahlungsdruck nach außen ermöglicht es dem Kern, sich zusammenzuziehen. Da sich der Kern zusammenzieht und die Anziehungskraft nachlässt, kühlt sich die äußere Schicht ab, wird rot und beginnt sich auszudehnen, und der Stern verwandelt sich in einen roten Riesen. Rote Riesen wachsen typischerweise auf das 10- bis 100-fache des Durchmessers des Hauptreihensterns. Wenn die Sonne in ihre Phase des Roten Riesen eintritt, die 1 bis 2 Milliarden Jahre dauern wird, könnte sie groß genug werden, um die Erde zu verschlingen.

Während sich der Kern eines Roten Riesen zusammenzieht, werden Elektronen so eng zusammengepackt, dass quantenmechanische Prinzipien wichtig werden. Das Pauli-Ausschlussprinzip besagt, dass keine zwei Elektronen den gleichen Zustand einnehmen können und die Abstoßungskräfte stärker werden als der thermische Druck und unabhängig von der Temperatur. Materie in diesem Zustand gilt als entartet und lässt explosive Reaktionen zu. Helium im Kern beginnt zu Kohlenstoff zu verschmelzen, während der Wasserstoff in der den Kern umgebenden Schicht ebenfalls zu Helium zu verschmelzen beginnt. Diese Reaktionen erzeugen mehr Druck nach außen, wodurch sich der Stern noch weiter ausdehnt. Dies ist die zweite Phase des Roten Riesen und dauert etwa eine Million Jahre.

Der Kern eines Roten Riesen erreicht schließlich einen Punkt, an dem er aufgrund quantenmechanischer Prinzipien nicht mehr kollabieren kann und beginnt mit bläulich-weißem Licht zu brennen und wird zum Weißen Zwerg. Zu diesem Zeitpunkt ist seine Masse ähnlich der des ursprünglichen Sterns, aber sein Durchmesser hat ungefähr die Größe der Erde, also ist er superdicht. Es kühlt schließlich ab, verwandelt sich in einen schwarzen Zwerg und wird dunkel. Während es sich noch um einen Weißen Zwerg handelt, kühlen die Gase, die die äußere Schicht des Sterns bilden, ab und driften vom Kern weg in eine Formation, die als planetarischer Nebel bekannt ist. Bekannte Beispiele sind der Ring- und der Katzenaugennebel.