I) Das Leben von Sternen

Sobald die jungen Sterne sich kurz nach ihrer Entstehung stabilisiert haben, kommen sie auf die Hauptreihe. Das ist ein Teil das nach seinen Entwicklern so benannten Hertzsprung-Russel-Diagramms. Dieses Diagramm, das von entscheidender Bedeutung für das Verstehen der Sternentwicklung ist, veranschaulicht die Beziehung zwischen Leuchtkraft und Temparatur der Sterne. Die senkrechte Skala gibt die Leuchtkraft( oder auch die absolute Helligkeit) an, die horizontale Achse die Temparatur( oder auch die Spektralklasse oder den Farbindex). Die Wissenschaft benutzt die Leuchtkraft der Sonne als Einheit für die Leuchtkraft der Sonne, so daß die Sonne im Diagramm der Leuchtkraft 1 und der Temperatur 5800 K (5527°C) angehört. Trägt man eine große Anzahl Sterne entsprechend ihrer Leuchtkraft und Temperatur in das Diagramm ein, so wird deutlich, daß die meisten Sterne innerhalb eines Bandes liegen, das sich von oben links(hohe Temperatur- und Leuchtkraftwerte) nach unten rechts(niedrige Temperatur- und Leuchtkraftwerte) erstreckt. Dieser Bereich wird als "Hauptreihe bezeichnet. Alle Sterne verbrennen, während sie auf der Hauptreihe verweilen, ihren Wasserstoff im Kern zu Helium. Dabei wird Energie frei, die den Stern erstrahlen läßt. Nun gibt es Sterne vonb unterschiedlicher Größe. Sie unterscheiden sich nicht nur durch ihre Größe, sondern auch durch ihre unterschiedlichen Massen, Farben und Temperaturen. Aber sie unterscheiden sich auch durch ihre sehr unterschiedlichen Lebenserwartungen. Man könnte nun natürlich vermuten, daß ein sehr großer Stern, da er wesentlich mehr Wasserstoff enthält als ein kleiner Stern, auch erheblich länger auf der Hauptreihe bleibt, als ein kleiner. Das ist jedoch bei weitem nicht so. Denn der Große verbrennt seinen Wasserstoff natürlich auch sehr viel schneller als ein Kleiner. Ein Stern, der z.B. die 10-fache Masse der Sonne besitzt, leuchtet 5000 mal heller als die Sonne. Er verbracht seinen Wasserstoff jedoch nicht 10 mal sondern 5000 mal schneller, als die Sonne. Er ist nach 20 Millionen

Jahren ausgebrannt. Einige Sterntypen erreichen die Hauptreihe jedoch nie. Das gilt für einige Sterne, die rechts oberhalb der Hauptreihe liegen und von niedriger Temperatur, aber hoher Leuchtkraft sind. Man nennt sie "Rote Riesen", weil sie kühle rote Sterne mit enormen Durchmessern sind. Ein typischer roter Riesenstern hat eine Temperatur von etwa 3000°C und sein Radius ist ungefähr 100 mal so groß. wie der Sonnenradius. Eine andere Gruppe Sterne, die nie die Hauptreihe erreichen, sondern im HR-Diagramm immer unterhalb der Hauptreihe zu finden sind, sind die weißen Zwerge. Sie sind Überreste von ehemaligen Hauptreihensternen, deren Wasserstoff verbraucht war. Ihre durchschnittliche Temperatur beträgt 10000C, aber sie haben weniger als ein Tausendstel der Sonneleuchtkraft. Ihr durchschnittlicher Durchmesser beträgt etwa ein Hundertstel des Sonnedurchmessers. Sie enthalten jedoch so viel Materie, daß sie etwa 1 Million mal dichter als die Sonne sind. Die dritte Gruppe Sterne, die überhaupt nicht mehr im HR-Diagramm auftauchen, sind die Neutronensterne. Sie sind noch erheblich kleiner, als die wißen Zwergsterne. Ein durchschnittlicher Neutronenstern hat einen Durchmesser von nur 10-20 Kilometern. Sterne dieses Typs sind so dicht, daß ein voller Teelöffel ihrer Materie zwischwn einhundert Millionen und einer Milliarde Tonnen wiegen würde. Im Gegensatz dazu beträgt die mittlere Dichte der Materie in den äußeren Schichten eines roten Überriesen ungefähr ein Zehntausendstel der Dichte der Luft in Meereshöhe.

III) Der Tod der Sterne

Ist der gesamte Wasserstoff im Kern eines Sterns aufgebraucht- das kann je nach Größe des Sterns zwischen 100 Milliarden Jahren und einer Million Jahren dauern- wirkt die Kernfusion der Gravitation nicht mehr entgegen. Der Stern zieht sich durch sein eigenes Gewicht zusammen und erhöht dabei seine Temperatur im Zentrum. DieserVorgang überträgt genug Wärme auf die um den Kern liegendeMaterieschale und löst eine neue Serie von Fusionsreaktionen aus. Diese Brennzone aus Wasserstoff breitet sich vom ursprünglichen Kern nach außen hin aus und lagert das durch die Fusion entstandene Helium als eine Art Asche im Kern ab. Der Energieausstoß der sich ausdehnenden Wasserstoffzone erhöht sich, so daß sich der Stern in einen roten Riesen verwandelt und merklich heller wird, obwohl sein Kern ständig schrumpft. Schließlich erreicht die Kerntemperatur 100 Millionen °C. Jetzt beginnt ein neuer Fusionsprozeß, bei dem Kerne der Heliumatome zu Kohlenstoff verschmelzen. Dieser Vorgang, die "3-Alpha-Reaktion"(weil drei Heliumkerne verschmolzen werden), hält den Stern als roten Riesen stabil. Das Endprodukt der 3-Alpha-Reaktion im Inneren der roten Riesensterne ist Kohlenstoff. Der verstopft den Kern des Sterns, so daß dieser keine Enerrgie mehr erzeugt. Der Kern schrumpft weiter und in der umliegenden Schale wird Heliumbrennen ausgelöst. In den massereichsten Sternen finden Reaktionen statt, die schließlich zur Bildung von Eisen im Kern führen. Das ist die letzte Reaktion in einer Serie von Reaktionen, die Energie freisetzen. Wenn der gesamte Brennstoff eines Sterns von der Masse unserer Sonne verbraucht ist, drückt die Gravitation ihn zu einem "Weißen Zwerg"(siehe dazu auch wzwerge.wps) zusammen. Die Astronomen glauben, daß die meisten Sterne (auch die Sonne) als weiße Zwerge enden, die sich mit der Zeit abkühlen und zu schwarzen Zwergen verblassen. Ein Stern bis zu ungefähr 1,4 Sonnenmassen wird seine Tage wahrscheinlich als weißer Zwerg beenden. Es gibt Hinweise dafür, daß viele massereichere Sterne während ihrer Existenz soviel Materie abströmen, daß sie auch unter diese Grenzmasse kommen. Verbleibt ein Stern jedoch oberhalb dieser Grenzmasse, so wird er seine Existenz vermutlich mit einer gewaltigen Supernovaexplosion(siehe dazu auch supernov.wps) beenden und zu einem Neutronenstern(siehe dazu auch pulsar.wps) werden. Es gibt auch für einen Neutronenstern eine Grenzmasse, wahrscheinlich liegt sie irgendwo zwischen 2 und 5 Sonnenmassen. Ein noch schwererer Stern wird, wenn er einmal begonnenhat, in sich zusammenzufallen, unweigerlich zu einem Schwarzen Loch(siehe dazu auch blackhol.wps) werden.