Sterne: Entstehung, Kernfusion und Lebensweg

Sterne erscheinen wegen ihrer großen Entfernung meist als Lichtpunkte. Die nahe Sonne sehen wir dagegen als Scheibe. Daraus folgt nichts über die wirkliche Größe ferner Sterne. Plasma ist heißes Gas mit frei beweglichen geladenen Teilchen. Ein Planet wird überwiegend durch reflektiertes Sternlicht sichtbar; eine Galaxie umfasst viele Sterne und weitere Materie.

Ein Stern entsteht in einer kalten Gas- und Staubwolke. Wenn Gravitation den inneren Gegendruck überwindet, zieht sich ein Teil der Wolke zusammen. Die Dichte steigt. Die Verdichtung erhöht Druck und Temperatur. Erst bei ausreichender Temperatur im Zentrum beginnt Wasserstofffusion und die lange Hauptreihe, also die stabile Lebensphase mit Fusion im Kern. Auch im All wirkt Gravitation. Bei einem stabilen Stern zieht sie nach innen; der Druck des heißen Gases und der nach außen strömenden Strahlung wirkt entgegen. Dieses Gleichgewicht kann Millionen bis Milliarden Jahre bestehen.

Die Anfangsmasse ist der wichtigste einzelne Einfluss auf Leuchtkraft, Lebensdauer und Endstadium eines Sterns. Leuchtkraft heißt: wie viel Energie ein Stern in jeder Sekunde nach außen abgibt. Ein massereicher Stern hat mehr Wasserstoff, setzt Energie aber wesentlich schneller um. Für Hauptreihensterne in einem passenden Massenbereich nutzen wir ein grobes Rechenmodell: Verdoppelt sich die Masse, steigt die Leuchtkraft darin ungefähr auf das Sechzehnfache. Für andere Massenfaktoren bildest du ein Produkt aus vier gleichen Faktoren. Die wirkliche Leuchtkraft hängt auch vom Massenbereich ab und wird gemessen, nicht mit dieser Regel exakt bestimmt.

Bei einem sonnenähnlichen Stern verlagern und verändern sich die Fusionsprozesse, wenn Wasserstoff im Zentrum knapp wird. Er wird zum Roten Riesen, stößt später viel Hülle ab und hinterlässt einen heißen, etwa erdgroßen Weißen Zwerg, der langsam abkühlt. Auch die Sonne folgt diesem Weg und endet nicht als Kernkollaps-Supernova oder Schwarzes Loch.

Ausreichend massereiche Sterne können schwerere Kerne bilden. Ihr Kern kann schließlich kollabieren; eine Supernova schleudert äußere Schichten fort. Zurückbleiben kann ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch. Eine einzige starre Massengrenze wäre irreführend, weil Eigenschaften und Modelle den Übergang beeinflussen.

Direkt erreicht uns vor allem Strahlung aus der sichtbaren Photosphäre, einer dünnen äußeren Schicht. Astronominnen und Astronomen messen Position, Bewegung, scheinbare Helligkeit, Farbe und Spektrum. Ein Spektrum zeigt die Verteilung der Strahlung auf verschiedene Wellenlängen. Daraus lassen sich mit weiteren Messungen und Modellen Entfernung, Oberflächentemperatur, chemische Häufigkeiten der Atmosphäre und bei bekannter Entfernung die Leuchtkraft bestimmen. Masse, Radius und Vorgänge im Inneren werden überwiegend indirekt erschlossen.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ordnet Sterne nach Temperatur oder Farbe und Leuchtkraft. Die meisten liegen auf der Hauptreihe. Dort sind massereiche Sterne meist heiß und leuchtkräftig, massearme kühler und lichtschwächer. Bei der Entwicklung ändert sich die Position eines Sterns. Ein Modell ist kein Foto des Sterninneren; Rotation, Konvektion, Magnetfelder und Sternwind können Entwicklungsmodelle beeinflussen. Nicht alle Einzelheiten sind geklärt.

Fusion in massereichen Sternen kann Elemente bis Eisen erzeugen. Massenverlust und Supernovae verteilen Material im All; spätere Sterne und Planetensysteme können es aufnehmen.