Die Lebensgeschichte eines Sterns

Das Leben eines Sterns beginnt gewöhnlich im Verborgenen, aber zusammen mit vielen Geschwistern. Durch Störungen bilden sich in einer dunklen Wolke aus Gas und Staub zunächst Verdichtungen aus, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft zu rotierenden Scheiben zusammenziehen (Protosolare Nebel). Wenn die Scheibe genug Masse besitzt, dann kann sich im Zentrum ein Protostern bilden, der weiter kollabiert. Für Braune Zwerge ist die Geschichte hier bereits zu Ende, aber bei grösseren Sternen werden Druck und Hitze gross genug, um das nukleare Feuer zu entzünden. Von diesem Zeitpunkt an erzeugt der Stern eigene Energie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Damit wird auch der Schrumpfungs-Prozess aufgehalten, denn die Kernfusion baut einen Gegendruck zur Schwerkraft auf und stabilisiert den jungen Stern. Ausserdem bläst die Strahlung die letzten Reste von Gas und Staub aus der Umgebung des Sterns. Und mit etwas Glück sind in der ursprünglichen Scheibe noch ein paar Planeten entstanden, die den Stern weiter umkreisen.

Zunächst einmal ist der Kampf gegen die Schwerkraft gewonnen und der neue Stern strahlt stabil. Er befindet sich jetzt auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Aber wie lange wird der Wasserstoffvorrat dafür ausreichen? Nun könnte man denken, je grösser der Stern, desto mehr Brennstoff besitzt  er und umso länger kann er leuchten. Aber genau das Gegenteil ist der Fall. Je höher die Masse des Sterns, desto mehr "Dampf" muss er machen, um sich gegen die eigene Schwerkraft zu behaupten. Deshalb haben gleißend blaue Riesensterne mit wenigen Millionen Jahren die geringste Lebensdauer, während unauffällige rote Zwergsterne über 30 Milliarden Jahre lang genügsam vor sich hin glimmen können. Unsere eigene Sonne liegt mit einer Lebensdauer von ca. 10 Milliarden Jahren, die sie ungefähr zur Hälfte verbraucht hat, in der goldenen Mitte.

Das Ende eines Sterns kommt langsam aber unaufhaltsam. Irgendwann ist der Wasserstoff im Zentrum des Sterns verbraucht und die Fusion sucht sich neuen Brennstoff in den äusseren Schichten. Im Kern selbst wird das angesammelte Helium, die "Asche" des Wasserstoff-Brennens, zu noch schwereren Elementen verschmolzen. Als Resultat bläht sich der Stern um ein Vielfaches zu einem roten Riesen auf und verlässt so die Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Die Sonne wird dieses Stadium in etwa 5 Milliarden Jahren erreichen und dabei die inneren Planeten, wahrscheinlich auch die Erde, verschlingen.
Wenn auch das Helium verbraucht ist, werden in immer schnellerer Folge auch schwerere Elemente bis hin zum Eisen verbrannt. Dabei wird in einem letzten Aufbäumen noch einmal ein gewaltiger Energieausbruch erzeugt, der die äusseren Hüllen des Sterns wegsprengt:

Was zurück bleibt ist wieder einmal abhängig von der ursprünglichen Masse. Sterne von der Grösse der Sonne enden als extrem dichter weisser Zwergstern, der ohne eigene Energiequelle schließlich verlischt. Bei Sternen mit etwas mehr Masse (Chandrasekhar-Grenze) ist hier noch nicht Schluss. Ihr zurückgebliebener Kern fällt unter dem Druck der eigenen Schwerkraft weiter in sich zusammen, bis sogar Atomkerne und Elektronen zusammen gepresst werden. Dabei entsteht ein Neutronenstern, der, wenn er rotiert, wie ein kosmischer Leuchtturm Radiostrahlung aussendet und als Pulsar registriert werden kann.
Die Riesen unter den Sternen enden in dem kompaktesten Objekt, das überhaupt vorstellbar ist, nämlich in einem einzigen Massenpunkt. Selbst die Kernkräfte halten dem Druck der Gravitation nicht Stand, so dass nichts mehr den Zusammensturz aufhalten kann. Es entsteht ein Schwarzes Loch, dem nicht einmal Licht entfliehen kann, und das sich nur durch seine enorme Schwerkraft bemerkbar macht.
Egal, auf welche Weise ein Stern vergeht, er leistet immer einen Beitrag zur Entstehung neuer Stern-Generationen. Ein Teil der in ihm ausgebrüteten schweren Elemente gelangt zurück in das interstellare Medium, bildet Nebel und dient irgendwann als Baustoff für andere Sterne.