Phasen im Lebenszyklus eines Sterns

Wenn Sie zum Nachthimmel aufblicken und die Sterne funkeln sehen, denken Sie vielleicht, dass sie sich nie ändern und wenig mit Ihnen zu tun haben. In Wirklichkeit ändern sie sich erheblich – aber über Millionen bis Milliarden von Jahren. Sterne entstehen, sie altern und sie verändern sich in Zyklen. Durch das Studium des Lebenszyklus von Sternen können Sie die Natur der Materiebildung und den Prozess, den unsere eigene Sonne durchläuft, besser kennenlernen.

Alle Sterne haben ähnliche Lebensstadien, bis der Stern das Rot-Riesen-Stadium erreicht. Wenn das Gas in einem Nebel kondensiert, bildet es einen Protostern. Schließlich erreicht die Temperatur etwa 15 Millionen Grad und die Fusion beginnt. Der Stern beginnt hell zu leuchten und zieht sich zusammen. Es ist jetzt ein Stern, der Millionen bis Milliarden von Jahren leuchten wird. Wenn der Stern altert, wandelt er in seinem Kern durch den Prozess der Fusion Wasserstoff in Helium um. Wenn der Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist, wird der Kern des Sterns instabil und zieht sich zusammen, wenn sich die äußere Hülle ausdehnt. Während es auf diese Weise abkühlt und sich ausdehnt, beginnt es rot zu leuchten. Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern die Rot-Riesen-Phase erreicht.

Sterne, die etwa zehnmal so groß wie die Sonne oder kleiner sind, werden als massearme Sterne bezeichnet. Nachdem Helium zu Kohlenstoff verschmolzen ist, kollabiert der Kern des Sterns erneut. Beim Zusammenziehen wird der äußere Teil des Sterns nach außen geblasen. Dies bildet einen planetarischen Nebel. Beim Abkühlen bildet der verbleibende Kern des Sterns einen Weißen Zwerg. Wenn es weiter abkühlt, kann es einen sogenannten Schwarzen Zwerg bilden.

Wenn größere Sterne die Phase des Roten Riesen erreichen, steigt ihre Temperatur, da Helium zu Kohlenstoff verschmolzen wird. Die Kerntemperatur steigt an, wobei Sauerstoff, Stickstoff und Eisen schmelzen. Wenn sich der Sternkern in Eisen umwandelt, hört die Fusion auf. Eisen ist zu stabil und es braucht mehr Energie, um Eisen zu schmelzen, als freigesetzt wird. Nachdem die Fusion beendet ist, kollabiert der Stern. Die Temperaturen übersteigen 100 Milliarden Grad und die expansiven Kräfte überwinden die zusammenziehenden. Das Herz des Sterns explodiert nach außen und bildet eine Explosion, die als Supernova bekannt ist. Während diese Explosion die äußeren Hüllen des Sterns durchbricht, kommt es erneut zu einer Fusion. Durch diese Energiefreisetzung erzeugt die Supernova schwere Elemente. Wenn der Überrest der Explosion mehr als 1,4 bis drei Sonnenmassen beträgt, wird er zu einem Neutronenstern. Bei etwa drei Sonnenmassen wird der Stern sein Leben als Schwarzes Loch beenden.

Die Sonne ist ein massearmer Stern. Es entstand vor etwa 4,5 Milliarden Jahren aus der Kondensation von Gas und Staub in einem Nebel. In etwa fünf Milliarden Jahren wird er sich in einen roten Riesen verwandeln und alle inneren Planeten einschließlich der Erde umhüllen. Es wird schließlich ein Weißer Zwergstern werden.