Vollständiger Lebenszyklus eines Sterns

Sterne bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff- und Heliumgasen. Sie variieren dramatisch in Größe, Helligkeit und Temperatur und leben Milliarden von Jahren, wobei sie mehrere Stadien durchlaufen. Unsere eigene Sonne ist ein typischer Stern, einer von Hunderten von Milliarden, die die Milchstraße verunreinigen.

Der Lebenszyklus eines Sterns besteht aus mehreren genau definierten Phasen.

Sterne werden in großen galaktischen „Kinderstuben“ geboren, die Nebel genannt werden, ein lateinisches Wort, das Wolke bedeutet. Nebel sind dichte Staub- und Gaswolken, aus denen Hunderte von Sternen entstehen können. In einigen Regionen eines Nebels sammeln sich Gas und Staub zu Klumpen.

Ein neuer Stern entsteht, wenn einer dieser Klumpen so viel Masse ansammelt, dass er unter der Kraft seiner eigenen Schwerkraft zusammenbricht. Durch die erhöhte Dichte der kondensierenden Wolke steigt deren Temperatur deutlich an. Schließlich wird die Temperatur so hoch, dass es zu einer Kernfusion kommt, die einen „kleinen“ Stern bildet, der als Protostern bezeichnet wird.

Sobald ein Protostern genügend Masse aus den umgebenden Gas- und Staubwolken gesammelt hat, wird er zu einem Hauptreihenstern. Hauptreihensterne verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium in einem Prozess, der als Kernfusion bekannt ist. Sterne können in dieser Phase Milliarden von Jahren existieren. Unsere Sonne befindet sich derzeit in ihrem Hauptreihenstadium.

Die Leuchtkraft eines Sterns hängt stark von seiner Masse ab. Je massereicher ein Hauptreihenstern ist, desto mehr Leuchtkraft wird er aufweisen. Die Farbe eines Hauptreihensterns ist ein Hinweis auf die Temperatur des Sterns. Heißere Sterne erscheinen blau oder weiß und kühlere Sterne erscheinen rot oder orange. Auch die Masse eines Sterns beeinflusst seine Lebensdauer. Je mehr Masse ein Stern hat, desto kürzer ist seine Lebensdauer.

Nach Milliarden von Jahren Brennen wird ein Hauptreihenstern schließlich seinen Brennstoffvorrat erschöpfen, da der Großteil seines Wasserstoffs durch Kernfusion in Helium umgewandelt wird. An diesem Punkt im Lebenszyklus eines Sterns führt das überschüssige Helium dazu, dass die Temperatur des Sterns ansteigt. In diesem Fall dehnt sich der Stern zu einem Roten Riesen aus.

Rote Riesen haben eine leuchtend rote Farbe. Sie sind auch größer und viel leuchtender als Hauptreihensterne. Während der Kern des Roten Riesen unter der Schwerkraft weiter zusammenbricht, wird er dicht genug, um den verbleibenden Heliumvorrat in Kohlenstoff umzuwandeln. Dies geschieht über einen Zeitraum von etwa 100 Millionen Jahren, bis der Stern stirbt. So wie die Masse die Leuchtkraft eines Sterns bestimmt, wird sie auch die Art und Weise des Todes eines Sterns bestimmen.

Hauptreihensterne mit geringerer Masse werden schließlich zu Weißen Zwergen. Sobald ein Roter Riese seinen Heliumvorrat durchgebrannt hat, verliert der Stern an Masse. Sein verbleibender Kohlenstoffkern wird sich über Milliarden von Jahren weiter abkühlen und an Leuchtkraft verlieren, bis er zu einem Weißen Zwerg wird.

Irgendwann wird der Weiße Zwerg keine Energie mehr produzieren und sich verdunkeln, um ein schwarzer Zwerg zu werden. Weiße Zwergsterne sind kleiner, dichter und weniger leuchtend als Rote Riesensterne. Die Dichte der Weißen Zwerge ist so groß, dass ein Löffel Weißer-Zwerg-Material mehrere Tonnen wiegen würde.

Hauptreihensterne mit höheren Massen sind dazu bestimmt, in dramatischen und heftigen Explosionen, sogenannten Supernovae, zu sterben. Sobald diese Sterne ihren Heliumvorrat verbraucht haben, wird der verbleibende Kohlenstoffkern schließlich in Eisen umgewandelt. Dieser Eisenkern kollabiert dann unter seinem eigenen Gewicht, bis er einen Punkt erreicht, an dem Materie von seiner Oberfläche abzuprallen beginnt.

Wenn dies geschieht, kommt es zu einer massiven Explosion, die einen brillanten Lichtblitz erzeugt, der manchmal die Leuchtkraft einer ganzen Sternengalaxie erreichen kann. Bei einigen Supernova-Explosionen verbinden sich Protonen und Elektronen zu Neutronen. Dies führt wiederum zur Bildung von extrem dichten Sternen, die Neutronensterne genannt werden.