Sternentwicklung

Unterschrift: Dieses Diagramm zeigt den Lebenszyklus von Sternen unterschiedlicher Masse. Die Masse der verschiedenen Sterntypen nimmt im Diagramm von unten nach oben zu, während die Zeit von links nach rechts verläuft. Der Lebenszyklus eines Sterns hängt von seiner Masse ab, wobei Sterne mit geringerer Masse eine längere Lebensdauer haben. Alle Sterne entstehen aus Gaswolken, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Während der Stern kollabiert, wird sein Kern heißer und dichter. Hat der Stern eine Masse von mehr als 0,08 Sonnenmassen (das 0,08-Fache der Masse der Sonne), erzeugt der Druck, den die Masse des Sterns auf seinen Kern ausübt, eine Kerntemperatur, die hoch genug ist, um die Wasserstofffusion in Gang zu setzen. Dabei wird im Kern des Sterns Wasserstoff zu Helium verbrannt, was eine Wärmequelle liefert, die den Stern mit Energie versorgt und einen weitere Kollaps des Kerns verhindert. Hat das kollabierende Objekt eine Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen, zündet die Wasserstofffusion in seinem Kern nicht an. Es kühlt weiter ab und zieht sich langsam zusammen. Solche substellaren Objekte werden als Braune Zwerge bezeichnet und sind hier in der untersten Reihe dargestellt. Nachdem sich Sterne gebildet haben, verbrennen sie Wasserstoff in ihrem Kern und beginnen ihre Existenz auf der Hauptreihe. Die massereichsten Sterne (>25 Sonnenmassen, oben dargestellt) weisen sehr hohe Kerntemperaturen auf und verbrauchen daher ihren Wasserstoffvorrat schneller. Das bedeutet, dass sie möglicherweise nur wenige Millionen Jahre auf der Hauptreihe verbringen und Wasserstoff in ihren Kernen verbrennen. Sobald der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, zieht sich der Kern des Sterns zusammen, wird heißer und die Heliumverbrennung im Kern beginnt. Während sich der Kern zusammenzieht, dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus und er wird zu einem Überriesen. Bei den massereichsten Sternen reißen starke Sternwinde die kühleren äußeren Schichten ab, was dazu führt, dass der Stern sehr groß und sehr heiß wird – ein blauer Überriese. Sobald das Helium im Kern aufgebraucht ist, wird Kohlenstoff verbrannt, gefolgt von schwereren Elementen. Schließlich endet der Stern mit einem Eisenkern. Die Fusion von Eisen zu schwereren Elementen erzeugt keine Energie, sodass die Fusion im Kern an diesem Punkt zum Stillstand kommt. Sobald dieser reaktionsträge Eisenkern massereich genug ist, kollabieren er und die ihn umgebende Materie plötzlich und bilden ein Schwarzes Loch, während die äußeren Schichten in einer Supernova-Explosion weggeschleudert werden. Sterne mit etwas geringerer Masse (zwischen 8 und 25 Sonnenmassen, hier als zweite Zeile von oben zu sehen) entwickeln sich auf ähnliche Weise, obwohl sie keine ausreichend starken Winde hervorbringen, um ihre äußeren Schichten wegzuschleudern und zu blauen Überriesen zu werden. Stattdessen entwickeln sie sich zu roten Überriesen. Auch solche Sterne kollabieren und verursachen Supernova-Explosionen. Der Überrest des Sternkerns ist jedoch nicht massereich genug, um zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren. Stattdessen verbinden sich seine Elektronen und Protonen zu Neutronen und der Kern wird durch einen quantenmechanischen Effekt stabilisiert, der als Neutronen-Entartungsdruck bezeichnet wird. Als Überrest des Sterns bleibt ein winziger Neutronenstern übrig, dessen Masse mehrere Sonnenmassen beträgt, der aber nur wenige Kilometer Durchmesser hat. Bei Sternen mit einer Masse, die der Sonne ähnelt (zwischen 0,4 und 8 Sonnenmassen, in der mittleren Reihe zu sehen) verbrennt der Stern Wasserstoff in seinem Kern, bis der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht ist. Anschließend bildet sich um den Kern herum eine Wasserstoff verbrennende Hülle. Schließlich wird der Kern heiß genug, um Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Danach bleibt dem Stern ein Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, umgeben von Hüllen, in denen Helium und Wasserstoff verbrennen. Diese Hüllen sind instabil und erzeugen thermische Pulsationen, die den Stern erschüttern. Diese Pulsationen werden schließlich so extrem, dass die äußeren Schichten des Sterns abgestoßen werden. Zurück bleibt der Kohlenstoff- und Sauerstoffkern als Weißer Zwerg, der durch den Entartungsdruck der Elektronen gestützt wird. Die äußeren Schichten des Sterns bilden einen sogenannten planetarischen Nebel (der trotz seines Namens nichts mit Planeten zu tun hat). Die Sterne mit der geringsten Masse (hier in der zweiten unteren Reihe zu sehen) sind so massearm, dass ihre Entwicklungszeiträume weitaus länger sind als das Alter des Universums. Das bedeutet, dass bisher keiner von ihnen über die Hauptreihe hinaus entwickelt ist. Sterne mit geringer Masse sind vollständig konvektiv, was bedeutet, dass sich das Material im Kern ständig mit dem darüber liegenden Material vermischt. Daher wird letztlich der gesamte Wasserstoff des Sterns im Kern verbrannt, was jedoch Billionen von Jahren dauern wird.
Bild: Danielle Futselaar/IAU OAE

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