Schau hoch in den Himmel. Das Ding, das dort strahlt – oder auch „wie wild brennt“, was vielleicht eine bessere Beschreibung ist – tut dies schon seit vierundeinhalb Milliarden Jahren. Während der gesamten Geschichte der Menschheit ist es immer dagewesen, und es brennt ab und spendet Leben auf unserem Planeten.

4,6 Milliarden Jahre. Das ist eine Zahl, die wir uns kaum vorstellen können. Und doch gehen Wissenschaftler davon aus, dass unsere Sonne erst ungefähr die Hälfte ihres Lebenszyklus durchlaufen hat.

Gib ihr noch einmal vier Milliarden Jahre und sie wird am Ende, wie alle Sterne, „sterben“ – aus einem Hauptreihenstern wird sie sich in eine Supernova verwandeln oder in das, was man einen planetarischen Nebel nennt. Wir werden dann nicht mehr am Leben sein, um davon etwas mitzubekommen – und mit wir meinen wir den Planeten Erde.

Hier werden wir über das Leben eines Sterns reden. Wir werden über die Kräfte reden, die ihn erschaffen, und über die, die ihn am Ende zerstören. Und wir werden über die Dinge reden, die dazu beitragen, dass er seine Form und Größe für die unvorstellbare lange Zeit beibehält, die dazwischen liegt.

Wir werden über jene Dinge reden, von denen du wahrscheinlich ganz nebenbei gehört hast: der Rote Riese, Neutronensterne, Schwarze Löcher – und Weiße Zwerge und Supernovas.

All diese Begriffe bezeichnen Phasen im Leben eines Sterns. Aber lass uns das etwas genauer anschauen.

Finde heraus, was die Unterschiede zwischen Astronomie, Astrophysik und Kosmologie sind.

Was ist ein Stern?

Mit der Sonne sind wir nun alle ziemlich vertraut – zumindest aus einiger Entfernung. Und sofern du nicht in den größten Megastädten lebst und niemals hochgeschaut hast, ist es ziemlich wahrscheinlich, dass du in deinem Leben auch einige Sterne gesehen hast.

Aber weißt du, was ein Stern tatsächlich ist? Abgesehen davon, dass er „funkelt“ und „am Himmel“ ist.

Die Sonne ist ein Stern.
Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems.

Ein Stern ist ein massereiches Objekt im Weltall, zusammengehalten durch Gravitationskräfte, das sich von einem Planeten durch seine Leuchtkraft unterscheidet – oder die Tatsache, dass es Licht erzeugt.

Das ist die kurze Antwort. Kommen wir jetzt zur langen Antwort.

Ein Stern ist eine Kugel aus Plasma und Gas, die Energie in Form von Hitze und Licht ausstrahlt. Diese Strahlung entsteht durch die thermonukleare Fusion von Wasserstoff zu Helium, die sich in seinem Kern vollzieht.

All das würde nicht passieren, wenn Sterne nicht so groß wären. Doch unter dem Einfluss der Gravitationskraft und jeder Menge anderer molekularer Kräfte werden Atome miteinander verschmolzen und neue Elemente entstehen. All das setzt Energie frei. Dieser Prozess, den wir Kernfusion nennen, ist übrigens etwas, was wir gern auf der Erde nachmachen möchten – einfach wegen der reinen Menge an Energie, die er erzeugt.

Aber nein, Sterne „brennen“ nicht wirklich oder „glühen“ oder irgendetwas in der Art, in der wir sie üblicherweise beschreiben. Vielmehr bedeuten die Prozesse, die sich dort vollziehen, dass die Sonne sehr viel heißer ist und viel mehr Energie abgibt als jedes Feuer, dass wir je gesehen haben.

Wie entsteht ein Stern?

Aber warum geschieht das alles? Eines der interessantesten Dinge an unserem Universum ist, dass da überhaupt etwas drin ist. Wie der Philosoph Gottfried Wilhelm Leibniz einst fragte: Warum gibt es etwas und nicht nichts? Diese Frage hat eine gewisse Relevanz, wenn es darum geht, dass gerade Sterne die Bedingungen hervorbringen, die Leben ermöglichen.

Nebel.

Stell dir einen leeren, extrem kalten Raum vor angefüllt mit Staub und Gas, die die Überbleibsel sind von alten Planeten und Sternen. Die Sternenentstehung beginnt, wenn in dieser extremen Kälte dieser ganze interstellare Staub und das Gas langsam beginnen sich zusammenzuballen. Die Gase erreichen eine höhere Dichte in dieser Kälte, während die Atome Verbindungen eingehen.

Dies ist der erste Schritt im Lebenszyklus eines Sterns: die planetarischen Nebel, die molekularen Wolken, die durch das Universum schweben.

Sobald höhere Dichten erreicht werden, werden die Gravitationskräfte stärker, was bedeutet, dass all die Gase und Partikel in dem Nebel sich einander langsam annähern. Diese gewaltig großen molekularen Wolken beginnen dann zusammenzufallen und sobald sie anfangen, sich ineinander zu schieben, steigt die Temperatur und nimmt die Hitze zu.

Mit all dem Material, das nun zusammenklumpt, wird aus dem Kern das, was später der Stern sein wird – oder oft sogar auch zwei oder drei Sterne, die man Sternencluster nennt. Inzwischen könnten andere Teile der Wolke zu Planeten werden oder sie könnten einfach Staub bleiben – wie in unserem Sonnensystem.

(Das Ganze dauert übrigens ungefähr zehn Millionen Jahre. Zum Vergleich, Menschen gibt es erst seit ungefähr zweihunderttausend Jahren.)

Erfahre von einigen der größten astronomischen Entdeckungen.

Was sind die sieben Stufen im Lebenszyklus eines Sterns?

Bisher haben wir gesehen, wie Sterne entstehen – aus den großen chaotischen Wolken aus Staub und Gas im Universum. Aber was diese Nebel hervorbringen sind noch keine richtigen Sterne. Es sind eher Protosterne, die den Beginn des Lebenszyklus eines Sterns einläuten.

Nebel sind die Wiege der Sterne
Nebel gehören zu den schönsten Dingen des Universums.

Protosterne

Nach der ursprünglichen Phase als Nebel ist der Protostern der Beginn der stellaren Evolution. In dieser Phase ist der Stern im wesentlichen noch am Wachsen – er nimmt immer noch Staub und Material auf aus der Wolke, die ihn geformt hat.

Der Protostern besitzt erst ein Prozent der Masse, die er später haben wird. Doch mit all der Masse, die durch die Gravitation des Kerns „einfällt“, wird er relativ schnell größer.

Erst wenn in seinem Kern die thermonukleare Fusion einsetzt, ist der Stern kein Protostern mehr, sondern wird statt dessen zu einem Hauptreihenstern. Zu diesem Zeitpunkt ist die Masse des Sterns stabil – da er einen „Sternenwind“ erzeugt, der das Einfallen weiterer Masse verhindert.

Die T-Tauri-Phase

Wenn die Sternenwinde wehen, stoßen sie die verbliebenen Moleküle und Gase ab und erlauben dem neuenstandenen Stern, sich sehr schnell zu drehen. Eine volle Umdrehung dauert nur ungefähr 10-12 Tage; im Vergleich mit der Rotation der Sonne, die einen ganzen Monat braucht, um eine vollständige Umdrehung auszuführen.

In dieser Phase des Sternenlebens ist der Stern immer noch jung, gerade einmal um die 10.000 Jahre alt. Seine Temperatur ist zu gering, er erzeugt nicht genug Hitze, um die Wasserstoff-Fusion in Gang zu setzen, also ist er darauf angewiesen, durch die Gravitationskraft immer weiter zu kontrahieren.

Nach ca. 100 Millionen Jahren wird der Stern seine T-Tauri-Phase abschließen und in die Phase als „Hauptreihenstern“ eintreten.

Hauptreihensterne

Hauptreihensterne werden bestimmt durch ihre Farbe und Helligkeit und wo sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm eingeordnet werden. Wir werden im nächsten Abschnitt noch genauer über dieses Diagramm sprechen.

Die meisten Sterne im Universum sind Hauptreihensterne, unsere Sonne ist auch einer.

An diesem Punkt im Sternenleben hat der Stern Stabilität erreicht: Der Druck auf den Kern des Sterns durch den schwerkraftbedingten Kollaps seiner äußeren Schichten hält sich die Waage mit dem inneren hitzebedingten Druck. Diesen Balanceakt nennt man hydrostatisches Gleichgewicht, das den Sternen ihre typische Form gibt.

Diese Phase umfasst ungefähr 90% eines Sternenlebens, während der er ständig Wasserstoff fusioniert und Helium produziert, um seinen Kern zu speisen.

Hauptreihensterne werden auch Zwergsterne genannt wegen ihrer relativ kleinen Größe und geringen Leuchtkraft.

Merke: Das Wort „Zwerg“ wird verwendet, um kleine Sterne zu bezeichnen; neben den Zwergsternen, die wir gerade betrachtet haben, haben wir weiße und rote Zwergsterne sowie ...

Was sind Braune Zwerge?

Wenn Protosterne nicht groß genug werden – damit meinen wir mindestens ungefähr acht Prozent der Größe unserer Sonne – werden sie überhaupt niemals richtige Sterne. Statt dessen werden sie Braune Zwerge, eine Art missglückte Sterne, in denen keine thermonukleare Fusion stattfindet.

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm
Dieses Diagramm erlaubt es Astrophysikern und Astronomen, den Lebenszyklus eines Sterns graphisch darzustellen

Das Hertzsprung-Russell-Disgramm

Bevor wir dem Pfad der Evolution eines Sterns weiter folgen, müssen wir verstehen, wie sein Wachstum, seine Evolution und sein Untergang dargestellt werden – oder, um genau zu sein, wie jene Prozesse verfolgt werden.

  • Ejnar Hertzsprung war ein dänischer Chemiker/Astronom, der im Observatorium von Leiden arbeitete.
  • Henry Norris Russell war ein amerikanischer Astronom, der im Observatorium von Cambridge arbeitete und später eine Stelle am Observatorium von Princeton annahm
    • Herr Russell ist auch bekannt für seine Zusammenarbeit mit dem kanadisch-amerikanischen Physiker Frederick Saunders, die zur Entdeckung der Russell-Saunders-Kopplung führte, auch bekannt als die L-S-Kopplung

Photographisch-spektroskopische Untersuchungen von Sternen wurden seit dem 19. Jahrhundert fortlaufend durchgeführt – in größerem Umfang am Observatorium des Harvard College. Diese zahlreichen Darstellungen verdeutlichten die Spektralklassifikationen von Tausenden von Sternen, eine Sammlung, die später als Henry-Draper-Katalog bekannt wurde.

Astronomen brauchten nicht allzu lange, bis sie die Breite der Spektrallinien näher betrachteten, die der Katalog aufzeigte.

Hertzsprung schlussfolgerte, dass jene mit schmaleren Linien kleinere „Eigenbewegungen“ haben, was er so interpretierte, dass sie viel heller seien als Spektren mit breiteren Linien.

Unabhängig von der Arbeit des dänischen Wissenschaftlers erstellte Russell ein Diagramm im Hinblick auf die augenscheinliche Größe der Sterne im Verhältnis zu drei standardisierten Spektrallinien-Emissionen, um die annähernde Temperatur der Sterne zu ermitteln.

Die Diagramme der beiden Astronomen zusammengenommen ergeben ein darstellendes Diagramm vom Zusammenhang zwischen Leuchtkraft und Temperatur der Sterne.

Auch heute noch hilft das Hertzsprung-Russell-Diagramm den Astronomen, um das Alter eines Sterns zu bestimmen und herauszufinden, an welcher Stelle in seinem Lebenszyklus sich der Stern befindet, indem sie das Verhältnis von Leuchtkraft und Temperatur darstellen.

Dieses Diagramm ist unter vielen anderen Namen bekannt: Das H-R-Diagramm, HR-Diagramm oder einfach HRD und so, wie es viele Namen für diese Diagramme gibt, gibt es auch verschiedene Formen, aber alle folgen in etwa einem spezifischen Layout.

Die horizontale Achse gibt den „Spektraltyp“ der Sterne an und die vertikale Achse verzeichnet Werte der Helligkeit und sichtbaren Größe.

Daraus ergibt sich, dass sehr helle Sterne im linken oberen Viertel des Diagramms eingeordnet werden, während ältere, dunklere Sterne im rechten unteren Viertel ihren Platz finden.

Da wir jetzt eine grobe Vorstellung davon haben, wie die Evolution eines Sterns verfolgt wird, lass uns einen Blick darauf werfen, was passiert, wenn sich Zwergsterne (Hauptreihensterne) weiterentwickeln.

Die Phase der Roten Riesen

Wenn ein Stern zum Roten Riesen wird, hat er einen großen Durchmesser und eine relativ niedrige Temperatur. Seine äußere Atmosphäre ist sehr stark aufgebläht und schwach und nicht in der Lage, der Ausdehnung des Kerns standzuhalten. Solche Sterne sind üblicherweise sehr groß und sehr hell.

Bevor wir das Leben der Sterne weiter erkunden, lass uns rekapitulieren, was wir bisher gelernt haben:

  • Wie bereits besprochen, bilden sich Sterne in molekularen Wolken. Diese Wolken bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, aber auch aus Spuren von anderen Elementen.
  • Die Wissenschaft definiert diese Elemente als etwas, was nicht Wasserstoff und Helium ist, in anderen Worten, alles mit einer Ordnungszahl größer als zwei (2).
  • Diese Spurenelemente sind gleichmäßig im Stern verteilt, zum Teil aufgrund der Schwerkraft des Sterns und zum Teil aufgrund seiner Rotation.
  • Wenn der Kern des Sterns eine Temperatur erreicht, die hoch genug ist, um die Wasserstoff-Fusion in Gang zu setzen, so spricht man davon, dass er seine Hauptreihenphase erreicht hat.

Diese Phase dauert so lange wie der Stern damit fortfährt, seinen Wasserstoff in Helium zu konvertieren. Wenn seine Wasserstoffvorräte nahezu aufgebraucht sind und er nicht länger in der Lage ist, den Fusionsprozess weiter in Gang zu halten, der sich dem Gewicht seiner äußeren Schichten entgegenstemmt, verliert er sein hydrostatisches Gleichgewicht.

Der Sternenkern beginnt, sich unter seinem eigenen Gewicht zusammenzuziehen, unterstützt von der Schwerkraft.

Anders als erwartet schrumpft der Stern während dieses Prozesses nicht; er durchläuft vielmehr eine Phase, die wir als „das Spiegel-Prinzip“ bezeichnen.

Wenn der Sternenkern zusammenbricht, so entsteht Raum, um mehr Wasserstoff hineinzulassen. Allerdings ist der Kern zu diesem Zeitpunkt von sehr hoher Dichte, so dass der Fusionsprozess nun in der Schale, die den Kern umgibt, anspringt. Wenn dies voranschreitet, nehmen die äußeren Schichten an Durchmesser zu, während der Kern, nunmehr unter gewaltigem äußeren Druck, sogar noch weiter schrumpft.

Dieser Prozess der gleichzeitigen Abkühlung und Ausdehnung bewirkt, dass Sterne auf dieser Stufe ihres Lebens sehr hell sind; sie werden nun zu Unterriesen-Sternen.

Sobald sich der Fusionsprozess in der Schale fortsetzt, schiebt er die äußeren Ränder weiter nach außen, diese äußeren Bereiche kühlen sich ab und setzen einen konvektiven Prozess in Gang – sie richten praktisch die Hitze der Fusion nach innen. Der Stern hört auf sich auszudehnen und wird noch viel heller.

Wo sich diese Roten Riesen im HRD einordnen – und was auf der nächsten Stufe ihrer Evolution passiert, hängt von ihrer Masse ab.

Wenn er nicht besonders massereich ist – sagen wir, ungefähr zweimal die Masse unserer Sonne, werden die Elektronen in seinem Kern bis zu einem Grad entarten, dass ein weiterer Kollaps vermieden wird. Der Kern wird sich jedoch weiter erhitzen, bis er heiß genug ist, um Helium zu fusionieren, ein Prozess, der als Helium-Blitz bekannt ist.

Sterne mit massereicheren Kernen werden langsamer entarten, aber sie werden Temperaturen erreichen, die hoch genug sind, um Helium zu fusionieren, bevor die Entartung abgeschlossen ist. Sie erleben keinen Helium-Blitz; ihr Brand ist viel ausgeglichener.

Die Milchstrasse, unsere Galaxie
Die Milchstraße steht im Verdacht, von einer gewaltigen Menge Roter Zwerge bevölkert zu sein

Wird jeder Stern ein Roter Riese?

Sterne mit Kernen von geringerer Masse sind vollkommen konvektiv, das bedeutet, sie brennen möglicherweise eine Billion Jahre.

Sie nehmen an Temperatur und Leuchtkraft zu, genau so wie massereichere Sterne es tun, aber weil sie so lange brennen, erhöht sich ihre Temperatur nur um ca. 50% und das Licht, das sie ausstrahlen, nimmt nur um den Faktor zehn zu.

Solche Sterne können heißer als unsere Sonne werden, aber dennoch niemals jenen Grad an Helligkeit erreichen, obwohl sie in dieser Phase eine größere Leuchtkraft besitzen als zu der Zeit, als sie entstanden.

Im Verlauf von Milliarden von Jahren wird ihr Licht schwächer werden und sie werden sich abkühlen, um sich schließlich die Klassifikation als „Weißer Zwerg“ zu verdienen.

Was passiert als Nächstes?

Das hängt von der Größe und Masse des Sterns ab.

Wie schon gesagt, hängen die Art und der Verlauf des Lebenszyklus’ eines Sterns von der jeweiligen Masse des Sterns ab. Folglich werden wir hier zwei verschiedene Gruppen unterscheiden müssen.

Da gibt es jene Sterne, die ungefähr die Masse der Sonne besitzen – die Sonne hat eine ziemlich durchschnittliche Größe, was Sterne betrifft. Und dann gibt es die, die viel größer sind. Je größer die Sterne sind, desto schneller brennen sie. Während also Sterne von der Größe der Sonne für etwa zehn Milliarden Jahre Hauptreihensterne bleiben, würde ein massereicher Stern nicht so lange leben.

Wie oben schon erwähnt, verbringt ein Stern neunzig Prozent seines Lebens als Hauptreihenstern – währenddessen er ständig Wasserstoff zu Helium fusioniert. Wenn der Wasserstoff in seinem Kern zur Neige geht, wird der Kern anfangen zu kollabieren und viel heißer werden.

Wenn der Kern seine Temperatur erhöht, schiebt er den Rest des Sterns nach außen, was bewirkt, dass seine äußeren Ränder sich abkühlen.

Sterne von ungefähr der Größe unserer Sonne

Die üblichste Größe von Sternen sind Sterne von der Größe unserer Sonne. Nach ungefähr zehn Milliarden Jahren, wenn ihnen der Wasserstoff ausgegangen ist, werden sie langsam zu Weißen Zwergen.

Weiße Zwerge

Weiße Zwerge sind hübsche kleine Objekte, die die Wissenschaftler in Erstaunen versetzt haben trotz ihrer Häufigkeit. Stell dir die gesamte Masse der Sonne in einem Raum so groß wie die Erde vor, und du hast einen Weißen Zwerg. Und seltsamerweise sind sie um so dichter, je kleiner sie sind – das bedeutet, die größten Sterne werden zu den kleinsten Weißen Zwergen.

Sie sind enorm dichte Objekte, die sich durch die Aktivität von Elektronen davor bewahren, weiter zu kollabieren. Allerdings gibt es ohne die Möglichkeit, Energie zu erzeugen, nichts, was sie wirklich zusammenhält. Und so kühlen sie immer weiter ab und neigen dazu zu verblassen.

Rote Zwerge

Diese Sterne sind die kleinsten und kühlsten von allen. Sie sind auch der häufigste Sternentyp in unserer Galaxie. Sie sind sehr schwer zu erkennen, weil sie nicht sehr hell sind, aber insbesondere ein Beispiel, nämlich Proxima Centauri, befindet sich recht nahe an unserer Sonne.

Ebenso wie rund 50 andere dieser Zwerge.

Du kannst diese Zwerge mit dem bloßen Auge nicht erkennen, aber einige Astronomen nehmen an, dass ganze drei Viertel der Milchstraße aus diesen Roten Zwergen bestehen.

Rote und Braune Zwergsterne – speziell massereiche Braune Zwerge mit einem geringen Metallanteil teilen einige Eigenschaften wie die Temperaturbereiche und Spektraltypen. Diese Überschneidung der Klassifizierungen ist kein Zufall; der Ausdruck „Roter Zwerg“ ist ein Sammelbegriff für Sterne, die keine eindeutige, genaue Klassifizierung besitzen.

Ursprünglich wurde das Etikett „Roter Zwerg“ dazu verwendet, um jene Sterne von den heißen und hellen „Blauen Zwergen“ zu unterscheiden, die deutlich kühler sind und weniger Leuchtkraft besitzen. Sterne auf diese Weise zu definieren ist eine ungenaue Methode, die Sachverhalte auf so einem präzisen Wissenschaftsgebiet zu beschreiben, aber wenn es um Rote Riesen geht, herrscht bis heute Ungenauigkeit vor.

Aus welchen Planeten besteht unser Sonnensystem?

Massereiche Sterne

Für massereiche Sterne ist ein anderes Ende vorgesehen.

Wenn ein Stern ungefähr achtmal größer als die Sonne ist, muss man damit rechnen, dass sein Leben in einer massiven Explosion endet, die man Supernova nennt.

Wir erinnern uns, je größer die Sterne, um so schneller verbrennen sie ihren Wasserstoff. Und wenn ihnen der Wasserstoff ausgeht, erzeugen sie Eisen als Resultat einer langen Reihe chemischer Reaktionen. Wenn das geschieht, kollabiert der Kern innerhalb von Sekunden von ca. 8.000 km Durchmesser zu nur noch ca. 20 km.

Die Temperaturen erreichen dabei einhundert Milliarden Grad, und die Supernova strahlt heller als eine ganze Galaxie.

Weltall
Schwarze Löcher geben uns noch viele Rätsel auf.

Was ist ein Schwarzes Loch?

Besonders dichte Sterne erzeugen eines der faszinierendsten Phänomene im Universum, wenn sie sterben. Sie werden zu Schwarzen Löchern.

Statt nach außen zu explodieren, implodieren diese Sterne, sie fallen in sich selbst zusammen und werden zu einem Objekt von so großer Dichte, dass nichts – nicht einmal Licht – ihm entkommen kann.

Diese „Löcher“ ziehen alles um sie herum in sich hinein, während sie gewaltige Mengen an Strahlung aussenden. Die Grenze, die ein Schwarzes Loch markiert, nennt man den Ereignishorizont.

Der größte Astrophysiker unserer Zeit, Sir Stephen Hawking, war nicht immun gegenüber der Anziehungskraft der Schwarzen Löcher. Bereits im Jahre 1974 stellte er die Theorie auf, dass Quanteneffekte nahe dem Horizont eines Schwarzen Lochs Strahlung aussenden müssen – die wir heute als Hawking-Strahlung bezeichnen.

Obwohl auch noch heutige Astrophysiker darüber Vermutungen anstellen – tatsächlich widmen einige ihre gesamte Karriere dem Studium dieses Phänomens – ist die Hypothese an sich nicht neu. Bereits im 18. Jahrhundert setzten sich kühne Geister mit der Möglichkeit auseinander, dass es Objekte geben könnte, deren Gravitationsfelder so stark wären, dass ihnen kein Licht entkommen könnte.

Von da an wurde diesem Postulat in unterschiedlichem Maße Aufmerksamkeit gewidmet bis zum Jahre 1967, als die Astrophysikerin Jocelyn Bell Burnell Neutronensterne entdeckte – kollabierte Kerne von Überriesen-Sternen. Plötzlich wanderten gravitativ-kollabierte, äußerst dichte Himmelskörper aus dem Reich des Möglichen in die wahrscheinliche Realität.

Entdeckungen wie diese führen unweigerlich zu noch grundlegenderen Fragestellungen wie etwa: Gibt es Leben im Universum?

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Sarah

Als Dolmetscherin und Übersetzerin sind fremde Länder und Kulturen mein täglich Brot. Wenn ich nicht gerade meine Leidenschaft für Sprachen und Reisen auslebe, bin ich auf Fußballplätzen zu finden, mit meinem Longboard unterwegs oder probiere mich wahrscheinlich gerade an einer anderen Sportart aus.