Lebenszyklus eines mittelgroßen Sterns

Die Masse eines Sterns ist das einzige Merkmal, das das Schicksal dieses Himmelskörpers bestimmt. Sein Verhalten am Lebensende hängt vollständig von seiner Masse ab. Für leichte Sterne kommt der Tod leise, ein roter Riese, der seine Haut abstreift, um den verdunkelnden weißen Zwerg zurückzulassen. Aber das Finale für einen schwereren Star kann ziemlich explosiv sein!

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Mittlere Sterne sind solche, die, zu groß, um als Weiße Zwerge zu enden, und zu klein, um zu Schwarzen Löchern zu werden, ihre sterbenden Jahre als Neutronensterne verbringen. Wissenschaftler haben beobachtet, dass diese Kategorie eine untere Grenze von knapp über 1,4 Sonnenmassen und eine obere Grenze in der Nähe von 3,2 Sonnenmassen hat. (Eine "Sonnenmasse" ist eine Maßeinheit, die ungefähr die gleiche Masse wie unsere Sonne hat.)

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Die Größe eines Sterns wird dadurch bestimmt, wie viel Materie in seinem Mutternebel vorhanden ist. Diese Staub- und Gaswolke beginnt aufgrund der Schwerkraft auf sich selbst zu kollabieren und bildet in ihrem Zentrum eine zunehmend heiße, helle, dichte Masse: einen Protostern.

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Wenn der Protostern ausreichend heiß und dicht ist, beginnt der Prozess der Wasserstofffusion in seinem Kern. Die Fusion erzeugt genug Strahlungsdruck, um der Schwerkraft entgegenzuwirken; somit hört der Gravitationskollaps auf. Der Protostern ist in seiner Hauptsequenzphase zu einem echten Stern geworden. Der Stern wird den Großteil seiner Lebensdauer in dieser Stabilitätsphase verbringen und über Millionen von Jahren Licht und Wärme durch die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium erzeugen.

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Wenn dem Kern des Sterns der Wasserstoff ausgeht, hat die Schwerkraft wieder ihren Weg – das heißt, bis die Temperaturen hoch genug ansteigen, um eine Heliumfusion zu ermöglichen, die den zur Stabilisierung erforderlichen Außendruck erzeugt Dinge. Wenn kein Helium mehr übrig ist, beginnt der Kreislauf von neuem. Der Kern oszilliert somit zwischen Kompressions- und Gleichgewichtszuständen, während zunehmend Hochtemperatur-Fusionsreaktionen stattfinden. Unterdessen führt die extreme Hitze dazu, dass sich die äußere Schicht oder "Hülle" des Sterns auf einen Radius ausdehnt, der mit dem der Erdumlaufbahn vergleichbar ist. Bei einer so großen Entfernung vom Kern kühlt die Schale so weit ab, dass sie rot wird. Der Stern ist jetzt ein roter Riese.

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Kernreaktionen hören für immer auf, wenn der Kern des Sterns zu Eisen reduziert wird; dieses Element wird ohne zusätzliche Energieversorgung nicht schmelzen. Der Gravitationskollaps setzt sich katastrophal mit einer Kraft fort, die stark genug ist, um die Kerne der Atome, aus denen der Kern besteht, zu zerstören. Dabei wird so viel Energie erzeugt, dass die Explosion den Himmel Lichtjahre lang in alle Richtungen dominiert. Der Stern ist zur Supernova geworden.

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Inzwischen sind die Überreste des Sterns auf einen Durchmesser von nicht mehr als ein paar Kilometern geschrumpft – etwa so groß wie eine Stadt. Bei dieser Dichte reicht der nach außen gerichtete Druck, der von Protonen und Neutronen erzeugt wird, die auf die Kompression reagieren, schließlich aus, um die Schwerkraft zu stoppen. Der Stern ist so dicht, dass er, wenn man einen Teelöffel seines Materials zur Erde bringen könnte, eine Billion Tonnen wiegen würde. Es dreht sich bis zu 30 Mal pro Sekunde und weist ein sehr großes Magnetfeld auf. Es ist ein Neutronenstern, die letzte Stufe des Lebenszyklus eines mittelgroßen Sterns.