Das Leben der Sterne

Sterne werden in großen Gas- und Staubwolken geboren, die es in unserer Milchstraße in großen Mengen gibt. Wer mit einem Feldstecher einmal unterhalb der drei Gürtelsterne im Sternbild Orion schaut, wird dort ein diffuses Nebelfleckchen finden. Das ist der große Orionnebel. Es ist eine typische Wolke aus Wasserstoff und Helium. Durch das Licht der benachbarten Sterne wird dieses Gas zum Leuchten angeregt, ähnlich wie z. B. beim Leuchten einer Neonröhre. Das rötliche Leuchten kommt dabei von angeregten Wasserstoff. Nur sind die Farben zu schwach für unser Auge, so daß sie erst auf langbelichteten Fotografien hervorkommen.

Die Geburt von Sternen geschieht in Zeiträumen von Millionen von Jahren. Dabei verdichtet sich das Gas an vielen Stellen in einer großen Gaswolke und wird im Zentrum im Laufe der Zeit immer stärker komprimiert. Je stärker es sich verdichtet, desto mehr Wärme wird im Zentrum erzeugt. Wenn dabei eine Temperatur von einigen Millionen Grad erreicht ist, zündet die Kernfusion und ein neuer Stern ist geboren! Diese jungen Sterne entstehen auch gleich haufenweise, wenn man bedenkt das so eine Gaswolke einen Durchmesser von einigen hundert Lichtjahren hat. Aus den Gas- und Staubmassen, die sich um diese Sterne herum befinden entstehen dann entweder Planeten, oder Partner der Sterne (Doppelstern- oder Mehrfachsysteme). Solche Gruppen junger Sterne kann man häufig am Himmel selbst beobachten, z. B. die Plejaden im Sternbild Stier! Es ist ein Haufen junger Sterne und wenn man sich eine langbelichtete Aufnahme ansieht, dann kann man sogar noch Reste der Gaswolken erkennen, aus denen sich Sterne einmal entstanden sind. Erst im Laufe von Jahrmillionen treiben die jungen Sterne auseinander und verteilen sich langsam in der Milchstraße. So ist auch unsere Sonne vor gut 4,5 Milliarden Jahren einmal entstanden. Ihre Geschwister kennen wir aber nicht, denn sie haben sich schon vor langer Zeit im Bereich der Milchstraße verteilt und könnten heute genausogut auf der andere Seite unserer Milchstraße stehen.

Den größten Teil seines Lebens wandeln Sterne Wasserstoff in Helium um. Dabei sind besonders zwei Kräfte im Spiel: Der Strahlungsdruck der Kernfusion will den Stern auseinandertreiben. Gleichzeitig wirkt auch die Gravitation oder Schwerkraft, welche den Stern zu seinem Mittelpunkt zusammenzieht. Im normalen Lebensalter der Sterne herrscht ein Gleichgewicht zwischen diesen beiden Kräften so das der Stern stabil ist. Diese Verhältnisse ändern sich aber im höheren Lebensalter eines Sterns.

Sterne erzeugen ihre Energie bekanntlich durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Damit verbringen die Sterne die meiste Zeit ihres Lebens. Aber dieser Wasserstoffvorrat ist irgendwann einmal aufgebraucht. Was dann? Wenn der meiste Wasserstoff im Stern in Helium umgewandelt ist, beginnt der Sterne langsam das Helium in noch schwerere Elemente wie z. B. Kohlenstoff zu verbrennen. Aber auch dieser Vorrat an Helium ist einmal verbraucht. Was dann mit dem Stern geschieht, hängt im wesentlichen von seiner Ausgangsmasse ab. Man unterscheidet drei Todesarten der Sterne:

1. Der Stern hat bis 1,4 Sonnenmassen

Nachdem auch das Helium aufgebraucht ist, wird der Druck im Sterneninnern immer stärker. Der Stern dehnt sich aus, er wird zum roten Riesenstern. Auch mit unserer Sonne wird das in etwa 4 Milliarden Jahren einmal passieren. Sie wird dabei so groß das ihre Oberfläche bis an die Erdbahn heranreichen wird, vielleicht wird die Erde sogar von ihr verschluckt werden. Die Sonne wird dann langsam anfangen zu pulsieren; sich ausdehnen und wieder etwas zusammenziehen. Dabei wird ein großer Teil der Gashülle der Sonne ins Weltall abgegeben werden und sich kugelförmig um die Sonne herum ausbreiten. Solche Gashüllen kann man heute oft in der Milchstraße beobachten. Ein Beispiel dafür ist der Ringnebel M 57 im Sternbild Leier. Im weiteren Verlauf wird sich dann der Kern der Sonne zu einem Stern von der Größe der Erde zusammenziehen. Das Ergebnis ist ein sogenannter weißer Zwergstern. Dieser hat immerhin noch die halbe Masse der Sonne, aber nur noch die Größe der Erde. Daraus ergibt sich eine sehr hohe Dichte: Könnte man eine Streichholzschachtel voll Materie aus einem weißen Zwerg füllen, so würde sie auf der Erde 4 Tonnen wiegen!! Dieser weiße Zwerg wird im Laufe der Zeit langsam immer weiter abkühlen um dann schließlich ein kalter, toter und schwarzer Stern zu werden.

2. Der Stern hat 1,5 bis 3 Sonnenmassen

Ein Stern der zwischen 1,5 und dreimal soviel Masse wie unsere Sonne hat, wird niemals ein weißer Zwerg werden. Stattdessen beendet er sein Leben in einer gewaltigen Explosion - einer sogenannten Supernova. Dabei stürzt der Stern in Sekundenbruchteilen in sich zusammen wobei die Materie am inneren Kern abprallt und nach außen geschleudert wird: Der Stern explodiert. Bei einer solchen Supernova wird unglaublich viel Energie frei und der Stern erstrahlt so hell wie hundert Millionen Sterne zusammen! Er strahlt so hell wie eine ganze Milchstraße.

Was übrigt bleibt, ist ein kleiner dichter Kern, der mit unglaublicher Kraft in sich zusammengestürzt oder kollabiert ist. Die Kraft ist dabei so hoch, daß das Stadium des weißen Zwerges einfach glatt durchschlagen wurde. Dann kommen aber die Kräfte der Atomkerne ins Spiel, und sie schaffen es dann, den Zusammensturz zu stoppen. Was bleibt, ist ein Kern der noch soviel Masse wie unsere Sonne hat. Trotzdem ist dieser Kern nicht größer als 10 Kilometer! Wir bezeichnen ein solches Objekt auch als Neutronenstern oder Pulsar. Seine Eigenschaften übersteigen dabei alles, was man sich noch vorstellen kann. Die Dichte ist hier unvorstellbar hoch: Könnten wir wieder unsere Streichholzschachtel mit Materie aus einem Neutronenstern füllen, dann würde sie auf der Erde so viel wiegen wie 3000 Flugzeugträger übereinandergestapelt! Die Dichte scheint hier so hoch zu sein, wie im Innern eines Atomkerns. Ein einzelner Atomkern von 10 Kilometern Durchmesser, so glauben einige Wissenschaftler. Man hat tatsächlich solche Neutronensterne in der Milchstraße gefunden. Einer steht z. B. im Sternbild Stier in den bekannten Crabnebel M 1. An dieser Stelle leuchtete im Jahre 1054 eine Supernova auf. Als Überrest sehen wir hier heute den Crabnebel, der sich noch immer ausdehnt. Und mitten drin hat man den Neutronenstern gefunden. Damit ein solches Objekt wie ein Neutronenstern aber überhaupt stabil ist, muß es sich sehr rasch um seine eigene Achse drehen. Messungen haben gezeigt, das sich diese Objekte 100 bis 1000mal in einer Sekunde um sich selbst drehen!

3. Der Stern hat mehr als 3 Sonnenmassen

Wenn ein Stern, der mehr als das dreifache der Sonnenmasse hat, am Ende seines Lebens in sich zusammenstürzt, dann ist die Schwerkraft dabei so groß, das nichts mehr sein Zusammensturz aufhalten kann. Nicht einmal die Kräfte der Atomkerne sind dazu in der Lage. Es gibt keine uns bekannte Kraft, die einen solchen Kollaps bremsen könnte. Der Stern wird immer kleiner und immer dichter, bis er schließlich auf einen unendlich kleinen und unendlich dichten Punkt zusammenstürzt, so jedenfalls die Theorie. Das Ergebnis ist ein sogenanntes Schwarzes Loch. Diese Objekte sind so ungewöhnlich das sie sich unseren alltäglichen Vorstellungen gänzlich entziehen. Einige Grundlagen dazu gibt es in der Rubrik über Schwarze Löcher.