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Warum leuchten Sterne? – Die unglaubliche Physik hinter ihrem Licht (Doku zum Einschlafen)

Name: Warum leuchten Sterne? – Die unglaubliche Physik hinter ihrem Licht (Doku zum Einschlafen)
Uploaded: 2026-08-11T20:45:31+00:00
Duration: 2 h 32 min 29 s
Channel: Wissens Zeit
Description: Die Sonne kann nicht durch chemische Verbrennung leuchten: Selbst der beste Brennstoff würde bei ihrer Leuchtkraft höchstens etwa 10.000 Jahre reichen. …

Wissens Zeit2:32:29 177 Aufrufe veröffentlicht 11. Aug. 2026 Auf YouTube

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Transkriptautomatisch erstellt · 916 Zeilen

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Es gibt eine Frage, die Menschen seit Jahrtausenden in den Nächten beschäftigt hat. Eine Frage, die so einfach klingt, dass man meinen könnte, sie sei längst
beantwortet. Und doch verbirgt sich hinter ihr eine Geschichte, die größer ist als alles, was wir je erzählt haben. Eine Geschichte über Feuer, das kein
Feuer ist, über Licht, das Millionen Jahre alt ist, bevor es dein Auge erreicht. über Kräfte, die so gewaltig sind, dass selbst die Vorstellung davon
das menschliche Gehirn an seine Grenzen bringt. Jeder hat ihn gesehen, diesen Augenblick. Du liegst irgendwo auf dem Rücken, vielleicht auf einer Wiese,
vielleicht auf einem Bootssteg, vielleicht einfach auf dem Balkon und über dir öffnet sich der Himmel, nicht der Taghimmel dieser gewöhnliche, allzu
vertraute, Blau aus der Gewohnheit Himmel, sondern der echte Himmel. Der Nachthimmel, der Himmel, der zeigt, was wirklich da ist. Und dann in diesem
Moment, wenn die Augen sich langsam an die Dunkelheit gewöhnen und die ersten Sterne auftauchen, passiert etwas mit einem, etwas, dass man schwer in Worte
fassen kann. Es ist keine Angst, es ist keine Freude, es ist eher so etwas wie ein leises Erschaudern, ein plötzliches körperliches Bewusstsein der eigenen
Kleinheit. Du schaust nach oben und weißt tief innen, dass diese Punkte dort oben nicht einfach Punkte sind. Sie sind etwas
riesiges, etwas brennendes, etwas, das so weit weg ist, dass alle Zahlen, die Wissenschaftler dafür erfunden haben, im Alltag vollkommen bedeutungslos bleiben.
Und dennoch leuchten sie. Sie leuchten heute Nacht. Sie haben gestern Nacht geleuchtet. Sie haben geleuchtet, als die ersten Menschen aufrecht standen und
zum Himmel schauten, als die Ägypter ihre Pyramiden bauten, als Galileo sein erstes Teleskop baute und für einen Moment wirklich glaubte, die Welt zu
verstehen. Sterne haben geleuchtet, als die Erde noch keine Erde war, als aus Gas und Staub langsam unsere Sonne entstand, und sie werden leuchten,
lange, nachdem unsere Sonne erloschen ist. Aber warum? Warum leuchten sie überhaupt? Das ist die Frage, die diese Dokumentation beantwortet. Nicht
oberflächlich, nicht in drei Sätzen, sondern von Grund auf, Schicht für Schicht bis dorthin, wo die Physik anfängt, sich wie Magie anzufühlen.
Willkommen bei Wissenszeit. Diese Dokumentation ist für alle, die mehr wollen als eine einfache Antwort. Sie ist für alle, die bereit sind, sich
auf eine Reise einzulassen, hinein in das Innere von Sternen, wo Temperaturen herrschen, die jede irdische Vorstellung übersteigen, hinein in die Physik der
Kernfusion, in die Geheimnisse des Lichts, in die Geschichte eines Universums, das aus den Trümmern explodierter Sterne seine Schönheit
zusammengesetzt hat. Sterne zu verstehen bedeutet sich selbst zu verstehen, denn wir sind aus ihrer Asche gemacht, buchstäblich.
Bevor wir beginnen, alles was du in dieser Dokumentation hörst, basiert auf den aktuellen wissenschaftlichen Erkenntnissen der Astrophysik, Kern und
Teilchenphysik sowie der Kosmologie. Wo die Wissenschaft noch unsicher ist, wird das klar benannt. Wo sie klare Antworten hat, werden diese so erzählt,
wie sie es verdienen. Nicht trocken und lehrbuchhaft, sondern lebendig und menschlich. Denn das ist, was Sterne verdienen. Kapitel 1: Warum Sterne
überhaupt leuchten. Es gibt eine Geschichte, die Menschen lange falsch erzählt haben. Nicht aus Unwissenheit, sondern weil die Wahrheit soweit
jenseits aller Alltagserfahrung liegt, dass das Gehirn sie instinktiv mit etwas vertrauterem ersetzt. Und das vertrauteste, was wir kennen, wenn es
darum geht, dass etwas leuchtet und Wärme abgibt, ist Feuer. Feuer verstehen wir. Feuer haben wir zähmbar gemacht. Ein Feuer braucht Sauerstoff, braucht
Brennstoff und es produziert Licht und Wärme. Wenn eine Kerze brennt, dann verbindet sich der Kohlenstoff im Kerzenwachs mit dem Sauerstoff in der
Luft zu Kohlendioxid und Wasser. Energie wird freigesetzt, Licht entsteht, das ist Verbrennung, eine chemische Reaktion, bei der die Elektrone in den
Atomen neue Bindungen eingehen und dabei Energie abgeben. Wenn man nun aus großer Entfernung auf die Sonne schaut, liegt der Gedanke nahe. Das dort oben brennt
eben auch nur größer. Die Sonne ist eine riesige Feuerkugel, eine Art kosmischer Lagerfeuer. Und diese Vorstellung ist so intuitiv,
so unmittelbar verständlich, dass sie sich hartnäckig hält, auch in Köpfen, die es eigentlich besser wissen sollten. Aber sie ist falsch, nicht ein bisschen
falsch, nicht ungefähr falsch, grundlegend falsch. Um zu verstehen, warum muß man zuerst begreifen, wie absurd die Sonne wäre, wenn sie wirklich
brennen würde. Die Sonne hat eine Masse von ungefähr 2,0 x 10 hoch 30 kg. Das ist eine 2 mit 30 Nullen in Kilogramm. Allein diese Zahl ist schwer zu fassen.
Wenn man die gesamte Sonne aus dem besten verfügbaren Brennstoff bestehen ließe, sagen wir aus Kohle, dem kalorienreichsten chemischen Brennstoff,
den wir kennen, dann würde die Sonne bei ihrer tatsächlichen Leuchtkraft nicht einmal 10.000 Jahre brennen. Zeh Jahrtausende, das klingt viel, aber die
Sonne existiert seit etwa 4,6 Milliarden Jahren und sie wird noch einmal ungefähr 5 Milliarden Jahre weiterleuchten. Keine chemische Reaktion könnte das
erklären. Kein Feuer, kein Verbrennen, keine Oxidation. Die Energiemengen, die ein Stern über Milliarden von Jahren produziert, sind mit chemischen
Reaktionen schlicht und einfach nicht vereinbar. Das hat die Wissenschaftler des Jahrhunderts in eine tiefe Krise gestürzt, denn sie wussten damals schon
durch geologische und biologische Befunde, dass die Erde alt sein musste. Sehr alt, viel älter als einige tausend Jahre. Die Fossilien sprachen eine
eindeutige Sprache. Die Sedimschichten sprachen eine eindeutige Sprache. Und wenn die Erde alt war, dann musste die Sonne mindestens genauso alt sein, denn
ohne Sonne hätte es auf der Erde nie Leben gegeben. Aber wie konnte die Sonne so alt sein, wenn keine bekannte Energiequelle dieses Leuchten über
solche Zeiträume aufrech erhalten konnte? Ein Versuch, dieses Problem zu lösen, kam von dem Physiker Hermann von Helmholz. und dem Astronom Lord Calvin.
Beide schlugen unabhängig voneinander vor, daß die Sonne ihre Energie nicht aus chemischen Reaktionen bezieht, sondern aus Gravitation.
Die Sonne, so die Idee, schrumpft langsam zusammen. Und wenn Materie unter dem Einfluss der Schwerkraft nach innen fällt, wird dabei Energie freigesetzt.
Diese sogenannte Kelvin Helmholzkontraktion würde die Sonne tatsächlich zum Leuchten bringen. Die Rechnung ergab eine
maximale Lebensdauer der Sonne von ungefähr 20 bis 30 Millionen Jahren. Besser als Kohle, aber immer noch nicht gut genug. Die Geologen und Biologen
bestanden darauf, daß die Erde hunderte von Millionen oder sogar Milliarden Jahre alt sein musste. Und Lord Calvin, einer der größten Physiker seiner Zeit,
stritt sich erbittert mit Charles Darwin über genau diese Frage. Darwin brauchte eine alte Erde für seine Evolutionstheorie.
Kelvin bestand darauf, dass die Sonne und damit die Erde nicht so alt sein konnten. Darwin hatte recht. Kelvin hatte Unrecht. nicht weil seine Physik
falsch war, sondern weil er eine Energiequelle noch nicht kannte. Eine Energiequelle, die erst im 20. Jahrhundert entdeckt wurde und die so
fundamental ist, dass sie die gesamte Physik verändert hat. Diese Energiequelle ist die Kernfusion. Aber bevor wir dorthinkommen, müssen wir
uns anschauen, was ein Stern eigentlich ist, was ihn von Beginn an ausmacht, was ihn erschafft. Denn ein Stern fängt nicht als Stern an. Er fängt als
Dunkelheit an, als Stille, als eine Wolke aus Gas und Staub, die in der Kälte des interstellaren Raumes schwebt und die langsam über Millionen von
Jahren beginnt, sich selbst zu vernichten oder genauer gesagt sich selbst zu erschaffen. Es beginnt mit Wasserstoff. Wasserstoff ist das
einfachste Element des Universums. Ein Proton, ein Elektron, nicht mehr. Wasserstoff ist das, womit das Universum angefangen hat. fast 13zehnen,
Milliarden Jahre alt, entstanden in den ersten Minuten nach dem Urknall, als das Universum sich ausgedehnt und abgekühlt hatte und die ersten stabilen Atomkerne
entstehen konnten. Wasserstoff ist das, woraus Sterne gemacht sind und Wasserstoff ist der Treibstoff, der in ihrem Inneren brennt.
Aber noch einmal nicht brennt im Sinne von Verbrennung, sondern im Sinne von etwas viel radikalerem, etwas, das selbst die Identität von
Materie verändert. Um das zu verstehen, muss man sich in das Innere eines Sterns begeben, in eine Welt, die soweit jenseits aller menschlichen Erfahrung
liegt, dass man aufpassen muss, nicht einfach die falschen Bilder im Kopf zu verwenden. Es gibt dort keine Flammen. Es gibt keine Glut im Sinne von Feuer.
Was es gibt, ist ein Plasma, ein Zustand der Materie, den wir auf der Erde kaum kennen. Ein Zustand, in dem die Temperaturen so extrem sind, dass Atome
nicht mehr als Atome existieren können. Die Elektronen werden von ihren Kernen gerissen. Was übrig bleibt, ist ein Strom aus freien Elektronen und nackten
Atomkern, Proton und Heliumkern und all dem anderen, was sich im Laufe der Sternentwicklung angesammelt hat, der sich durch das Innere des Sterns bewegt
wie eine Flüssigkeit, die keine Flüssigkeit ist. Die Temperatur im Kern der Sonne beträgt ungefähr 15 Millionen Gadsus.
15 Millionen. Um das einzuordnen, die heißeste je von Menschen erzeugte Temperatur in einem Fusionsreaktor liegt in einer ähnlichen Größenordnung, aber
nur für Bruchteile von Sekunden in einem winzigen kontrollierten Plasma. Im Kern der Sonne herrscht diese Temperatur seit 4,6 Milliarden Jahren. Ununterbrochen,
pausenlos. Der Druck im Kern der Sonne ist ungefähr 250 Milliarden mal so hoch wie der Luftdruck auf der Erdoberfläche.
Diese Zahl ist so abstrakt, dass sie im Grunde nichts bedeutet, aber sie bedeutet, dass Materie unter diesen Bedingungen sich grundlegend anders
verhält, als alles, was wir je berührt, gesehen oder gefühlt haben. Und genau unter diesen Bedingungen passiert das Entscheidende. Wenn zwei Atomkerne, also
zwei Protonen, sich nah genug kommen, dann geschieht etwas, das unter normalen Umständen niemals passieren würde. Die beiden Protonen tragen beide eine
positive elektrische Ladung. Gleichnamige Ladungen stoßen sich ab. Je näher zwei Protonen aneinander kommen, desto stärker wird diese Abstoßung. In
der normalen Welt bei normalen Temperaturen und Drücken würden zwei Protonen niemals nah genug aneinander kommen, um miteinander zu wechselwirken.
Sie würden sich immer wieder abstoßen, bevor sie die kritische Distanz erreichen. Aber bei 15 Millionen Grad und 250 Milliarden Atmosphären Druck ist
die normale weltweit weg. Hier geschieht die Kernfusion und mit der Kernfusion ändert sich alles nicht nur für den Stern, sondern im wörtlichsten Sinne für
das gesamte Universum, so wie wir es kennen. Denn ein Stern ist keine Feuerkugel. Ein Stern ist ein Kernreaktor.
Ein Kernreaktor von astronomischer Größe, der in seinem inneren Element erschafft, die es vorher nicht gab und dabei Energie freisetzt, von der ein
Feuer in Milliarden Jahren nicht träumen könnte. Ein Stern ist das Herz des Universums und sein Leuchten ist keine Selbstverständlichkeit,
sondern das Ergebnis einer der komplexesten und gleichzeitig elegantesten Gleichgewichte, die die Natur je hervorgebracht hat. Dieses
Gleichgewicht zu verstehen, dieses fragile, gewaltige, wundersame Gleichgewicht ist der Schlüssel zu allem. Warum leuchten Sterne?
Weil sie müssen, weil sie gar nicht anders können, weil alles, was sie sind, alles, was sie tun, alles, was sie erschaffen und zerstören, aus diesem
einen grundlegenden Zusammenspiel von Gravitation und Kernphysik entsteht, einem Zusammenspiel, das seit dem Anfang des Universums dieselben Regeln befolgt
und das trotzdem jedes Mal, wenn es geschieht, etwas Neues in die Welt bringt, einen neuen Stern, eine neue Sonne, ein neues Licht in der
Dunkelheit. Aber wie genau beginnt das alles? Wie entsteht ein Stern überhaupt? Wie verwandelt sich eine Wolke aus kaltem,
dunklem Gas in ein leuchtendes Objekt von solcher Größe und solcher Gewalt? Die Antwort darauf beginnt mit der ältesten und mächtigsten Kraft im
Universum, Gravitation. Und die Geschichte der Gravitation ist eine Geschichte der Geduld, denn diese Kraft braucht keine Eile. Sie hat alle
Zeit der Welt buchstäblich. Sie wartet, sie zieht, sie sammelt und irgendwann nach Millionen von Jahren des langsamen, unsichtbaren Wirkens beginnt sie damit,
aus dem Nichts das Mächtigste zu erschaffen, was das Universum zu bieten hat. Einen Stern. Kapitel 2: Gravitation.
Die unsichtbare Kraft, die einen Stern erschafft. Stelle dir den interstellaren Raum vor, nicht den Weltraum, wie er in Filmen dargestellt wird. Schwarz, leer,
die Lehre zwischen den Sternen als bloße Kulisse für Raumschiffe und Abenteuer. Stelle dir vor, wie er wirklich ist. Er ist nicht leer. Zwischen den Sternen
treibt Materie, nicht viel. Im Vergleich zu allem, was wir auf der Erde als Dichte oder Konzentration kennen, ist es so gut wie nichts. Eine Molekülwolke im
interstellaren Raum, die Geburtsstätte zukünftiger Sterne, enthält typischerweise einige hundert bis einige zehntaus Moleküle pro Kubikzentimeter.
Zum Vergleich: Luft auf Meereshöhe enthält ungefähr 25 Trillionen Moleküle pro Kubikzentimeter. Das ist ein Unterschied von etwa 20
Zehner Potenzen. Was bedeutet das praktisch? Es bedeutet, dass eine interstellare Molekülwolke im Labor als sehr gutes Vakuum gelten würde. Wir
können auf der Erde kein Vakuum erzeugen, das annähernd so leer ist wie diese Wolken und trotzdem entstehen aus ihnen Sterne.
Das liegt an der Gravitation. Die Gravitation ist vielleicht die schwächste der vier fundamentalen Kräfte des Universums. Schwächer als die
elektromagnetische Kraft, schwächer als die starke Kernkraft, schwächer als die schwache Kernkraft. Aber sie hat eine Eigenschaft, die alle
anderen Kräfte nicht haben. Sie wirkt über beliebige Entfernungen und sie sammelt sich auf. Jedes Teilchen, das irgendwo im Universum existiert, übt
eine Gravitationskraft auf jedes andere Teilchen aus, immer ohne Ausnahme, ohne Ende. Diese Eigenschaft macht Gravitation zu der Kraft, die das
Universum im Großen formt. Galaxien, Galaxienhaufen, die gesamte großräumige Struktur des Kosmos. All das ist das Werk der
Gravitation über Milliarden von Jahren und Sterne sind ihr kleinstes, intimstes Produkt. Eine typische Molekülwolke aus der Sterne entstehen hat eine Masse von
einigen hundert bis einigen zehntaus Sonnenmassen. Sie besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, sowohl atomarem als auch
molekularem, also H2 und zu einem kleineren Teil aus Helium und Spuren von schwereren Elementen, die von früheren Sterngenerationen in den Raum
geschleudert wurden. Sie ist kalt, sehr kalt. Zwischen 10 und 30 Kelvin, das sind Temperaturen zwischen -263 und -24°
CSUS. nah am absolutenpunkt. Diese Kälte ist wichtig. Bei höheren Temperaturen würde der Gasdruck
innerhalb der Wolke die Gravitation überwiegen und verhindern, dass sie kollabiert. Die Kälte hält den Gasdruck niedrig
genug, dass die Gravitation irgendwann die Oberhand gewinnen kann. Aber warum kollabiert eine solche Wolke überhaupt? Warum hält sie sich nicht einfach
stabil? Die Antwort liegt in einem Konzept, das nach dem britisch-erikanischen Astronomen Sir James Jeans benannt ist,
dem Jeans Kriterium. Jeans erkannte, daß es für eine Gaswolke eine kritische Masse gibt, die sogenannte Jeansmasse,
oberhalb derer die Gravitation stark genug ist, um den inneren Gasdruck zu überwinden. Wenn eine Wolke schwerer als diese
kritische Masse ist, wird sie unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Wenn sie leichter ist, bleibt sie stabil oder expandiert sogar.
Die Jeansmasse hängt von der Temperatur und Dichte der Wolke ab. Je kälter und dichter die Wolke, desto kleiner ist die kritische Masse und desto leichter
kollabiert sie. Das erklärt, warum die kältesten dichtesten Teile von Molekülwolken, die bevorzugten Geburtsstätten von Sternen sind. Aber
Wolken kollabieren nicht einfach so aus heiterem Himmel. Meistens brauchen sie einen Auslöser. etwas, das die Wolke leicht komprimiert oder aus dem
Gleichgewicht bringt. Die häufigsten Auslöser sind Stoßwellen von Supernovai, den Explosionen massereicher Sterne, die in der Nachbarschaft stattgefunden
haben. Diese Stoßwellen rasen durch den interstellaren Raum und komprimieren Gaswolken auf ihrem Weg, manchmal stark genug, um den Kollaps auszulösen.
Andere mögliche Auslöser sind Dichte Wellen in der Spiralstruktur von Galaxien. Wenn sich die Spiralarme drehen, verdichten sie das interstellare
Gas auf ihrem Weg, was wieder zur Sternentstehung führen kann. Was auch immer den Anstoß gibt, sobald eine Wolke über ihre Jeansmasse
hinausgeht und zu kollabieren beginnt, ist der Prozess schwer aufzuhalten. Zunächst ist der Kollaps langsam, unglaublich langsam nach menschlichen
Maßstäben. Die ersten Millionen von Jahren sind ein gemächliches Zusammenziehen, eine kaum wahrnehmbare Verdichtung. Die Wolke fragmentiert
dabei in kleinere Klumpen. Jeder Klumpen mit seiner eigenen Schwerkraft, jeder auf dem Weg ein eigener Stern zu werden. Das ist der Grund, warum Sterne selten
allein entstehen. Die meisten Sterne, die wir am Himmel sehen, sind Teil von Doppel oder mehrfach Sternsystemen oder von Sternhaufen.
Gruppen von Hunderten oder Tausenden von Sternen, die alle aus derselben Mutterclaut entstanden sind. Aber zurück zu einem einzelnen kollabierenden
Klumpen, einem zukünftigen Stern. Wenn Gas unter Gravitation kollabiert, dann geschieht etwas physikalisch fundamentales.
Die Gravitationsenergie, die potentielle Energie, die das Gas hatte, als es noch ausgedehnt war, wird in Bewegungsenergie umgewandelt. Die
Gasmoleküle fallen nach innen, sie bewegen sich schneller. Und Bewegung bedeutet Wärme. Das ist kein Zufall. Das ist Thermodynamik.
Der sogenannte Viralteorem der statistischen Mechanik besagt, daß bei einem selbstgravitierenden System die Hälfte der freigesetzten
Gravitationsenergie in kinetische Energie Wermi umgewandelt wird. Die andere Hälfte wird in Form von Strahlung abgegeben. Was das bedeutet?
Je mehr eine Gaswolke kollabiert, desto heißer wird sie. Und je heißer sie wird, desto mehr Druck entsteht im Inneren. Ein Gasdruck, der dem weiteren Kollaps
entgegenwirkt. Für eine Weile kann die kollabierend Wolke die Wärme noch effektiv abstrahlen. Das Gas ist noch relativ
transparent für Strahlung und die Energie kann entweichen. In diesem Stadium kollabiert die Wolke relativ schnell auf astronomischen
Zeitskalen. Aber irgendwann wird das Gas so dicht, dass es undurchsichtig wird. Wie ein Nebel, der so dicht ist, dass man die
Hand vor Augen nicht mehr sehen kann. Die Strahlung kann nicht mehr so einfach entweichen. Die Energie staut sich auf. Die Temperatur steigt dramatisch an.
Dieser Moment ist entscheidend. Von jetzt an kann das Gas seine Wärme nicht mehr schnell genug loswerden. Es heizt sich auf und je heißer es wird, desto
stärker ist der Gasdruck, der dem weiteren Kollaps entgegenwirkt. Das klingt zunächst wie ein Problem, aber es ist eigentlich die Lösung, denn
dieser aufbauende Druck ist genau das, was den Kollaps verlangsamt und letztlich in einen stabilen Zustand überführt.
Das kollabierenden Gas verlangsamt sich. Es findet ein vorläufiges Gleichgewicht zwischen Gravitation und Gasdruck. Das Objekt in der Mitte, noch kein
Stern, aber schon mehr als eine Gaswolke, beginnt sich zu stabilisieren. Es ist ein Protostern geworden. Ein Protostern ist noch keine Sonne. Er
strahlt schon Licht und Wärme ab aus der Gravitationsenergie des weiteren nun viel langsameren Kollapses. Er ist in eine rotierende Scheibe aus
Gas und Staub eingebettet, der sogenannten Protoplanetarenscheibe, aus der später Planeten entstehen können. Er ist heiß, aber noch nicht
heiß genug. Noch nicht. Die Kernfusion hat noch nicht begonnen. Dafür braucht der Stern noch mehr Zeit, noch mehr Verdichtung, noch mehr Wärme. Die
Gravitation muss weiterarbeiten, muss das Gas weiter zusammenpressen, muss die Temperaturen und Drücke weiter steigern, bis schließlich ein Punkt
erreicht wird, an dem die physikalischen Gesetze des Universums dem Stern keine andere Wahl mehr lassen. Dieser Punkt ist der Beginn der Kernfusion
und die Kernfusion ist der Moment, in dem aus einem Protostern ein echter Stern wird. Der Moment, in dem ein Objekt aufhört nur zu kollabieren und
stattdessen beginnt zu strahlen mit einer Energie, die alle chemische Verbrennung in den Schatten stellt, die alle Gravitationskontraktion
übertrifft, die die Finsternis des interstellaren Raumes durchschneidet und über Lichtjahre hinweg sichtbar ist. Aber das wird möglich erst, wenn die
Materie im Inneren des Protoss unter Bedingungen gebracht wird, die wir uns kaum vorstellen können. Bedingungen, unter denen die Natur selbst an ihre
Grenzen stößt. Bedingungen, die wir im nächsten Kapitel genau unter die Lupe nehmen wollen. Denn bevor wir verstehen können, was in einem Stern passiert,
müssen wir verstehen, was Materie ist, was sie tut. wenn man sie unter extrem Druck setzt und warum das Innere eines Sterns der seltsamste, gewaltigste und
zugleich wichtigste Ort im Universum ist. Kapitel 3 Wenn Materie unter extremem Druck gerät. Es gibt eine Art zu denken, die wir alle kennen. Eine Art
zu denken über Materie, über Dinge, über die Welt. Wasser ist flüssig, Eisen ist fest, Luft ist gasförmig. Diese drei Zustände, fest, flüssig,
gasförmig, sind so tief in unser Alltagserleben eingebettet, dass wir kaum je daran denken, sie zu hinterfragen.
Aber die Natur hat einen vierten Zustand, einen Zustand, der auf der Erdoberfläche nur in extremen Ausnahmefällen vorkommt, in Blitzen, in
bestimmten Laborexperimenten, in bestimmten Industrieanlagen und der dennoch der häufigste Zustand sichtbarer Materie im Universum ist.
Etwa 99% der gesamten sichtbaren Materie im Kosmos befindet sich in diesem Zustand. Es ist das Plasma. Was ist ein Plasma?
Im Grunde ist es ein Gas, in dem die Temperaturen so hoch sind, dass den Atomen ihre Elektronen entrissen werden. Wenn ein Gas heiß genug ist, haben die
Teilchen so viel Bewegungsenergie, dass die elektromagnetische Kraft, die Elektronen an ihre Kerne bindet, nicht mehr stark genug ist. Die Elektronen
werden freigesetzt. Was übrig bleibt, sind freie Elektronen und positive Ionen, nackte Atomkerne, die sich ungebunden durch den Raum
bewegen. Ein Plasma ist keine Flüssigkeit, es ist kein Gas im üblichen Sinne. Es ist ein eigenständiger Materiezustand mit eigenen
Eigenschaften, eigenen Gesetzen, eigenen Verhaltensweisen und im Inneren eines Sterns ist alles Plasma. Aber das ist erst der Anfang der Geschichte, denn in
den tiefsten Regionen eines Sterns, im Kern, wo die Gravitation der gesamten darüber liegenden Sternmasse unerbittlich nach innen drückt, ist das
Plasma nicht einfach nur heiß. Es ist verdichtet auf eine Weise, die alle Alltagsintuition übersteigt. Beginnen wir mit dem Druck. Im Kern der
Sonne beträgt der Druck, wie bereits erwähnt, ungefähr 250 Milliarden Atmosphären. Zum Vergleich, im tiefsten Punkt des Marianengrabens,
dem tiefsten Ort im Erdozean, beträgt der Druck etwa 1000 Atmosphären. Im Inneren von Industriediamanten, die unter extremem Druck geformt werden,
sind es vielleicht einige Millionen Atmosphären. 250 Milliarden Atmosphären ist eine Zahl, bei der die Analogien aufhören zu
funktionieren. Dieser extreme Druck hat eine direkte Konsequenz. Er komprimiert das Plasma in unvorstellbar enge Räume. Die Dichte im Kern der Sonne beträgt
etwa 150 g pro Kubikzent. Das ist etwa mal so dicht wie Wasser und ungefähr mal so dicht wie das dichteste natürlich vorkommende Element auf der
Erde, Osmium. Aber und das ist der wichtige Punkt, das Plasma im Sternkern verhält sich trotzdem nicht wie ein Feststoff. Es bleibt physikalisch
gesehen ein ideales Gas. Die Teilchen sind zwar eng zusammengedrängt, aber sie sind frei, sich zu bewegen. Es gibt keine feste Gitterstruktur, wie sie in
einem Kristall vorhanden wäre. Die Elektronen sind frei, die Kerne sind frei, alles ist in Bewegung, chaotisch, schnell, unaufhörlich.
Und diese Bewegung, diese thermische Energie der Teilchen, die durch den Druck aufrechterhalten wird, sie ist der Schlüssel zu allem weiteren. Um zu
verstehen, warum muss man tief in die Welt der Quantenmechanik einsteigen, denn im Inneren eines Sterns gelten nicht einfach die klassischen Gesetze
der newtonschen Physik. Hier sind die Regeln der Quantenwelt am Werk und die Quantenwelt ist ein Ort, an dem Dinge möglich sind, die in unserer
makroskopischen Alltagswelt schlecht hin und möglich wären. Stell dir zwei Protonen vor, zwei positiv geladene Teilchen, beide etwa gleich groß, beide
durch die elektromagnetische Kraft miteinander verbunden, aber verbunden durch Abstoßung, nicht durch Anziehung. Zwei Protonen stoßen sich ab. Je näher
sie zusammengebracht werden, desto stärker die Abstoßung. Die Kraft wächst mit dem Quadrat der Entfernung. Halbiert sich die Entfernung, vervierfacht sich
die Kraft. Das nennt man die Couonbarriere. In der klassischen Physik ist diese Barriere unüberwindbar.
Zwei Protonen, die nicht genug Energie haben, um die Coulumbarriere zu überwinden, könnten sich niemals nah genug kommen, um miteinander zu
wechselwirken. Aber in der Quantenwelt gibt es den sogenannten Tunneleffekt. Der Tunneleffekt ist eines der faszinierendsten und gleichzeitig
rätselhaftesten Phänomene der Quantenmechanik. Er besagt, dass ein Teilchen eine Energiebarriere durchqueren kann, auch
wenn es klassisch gesehen nicht genug Energie hat, um über die Barriere hinwegzukommen. Das Teilchen tunnelt buchstäblich durch
die Barriere hindurch. Das klingt wie Science Fiction, aber es ist beobachtete, experimentell bestätigte Realität.
Tunneleffekte sind die Grundlage von Halbleiterdioden, Rastertunnelmikroskopen und einer Vielzahl anderer Technologien.
Sie sind real, sie passieren ständig und sie sind der Grund, warum im Kern eines Sterns Kernfusion stattfindet. Selbst bei 15 Millionen GR Celsus haben die
meisten Protonen im Sonnenkern nicht genug Energie, um die Couombarriere klassisch zu überwinden. Wenn man die thermische Energie der Protonen bei
dieser Temperatur berechnet und mit der zur Überwindung der Barrieren nötigen Energie vergleicht, gibt es eine erhebliche Lücke. Klassisch gesehen
sollte im Kern der Sonne gar keine Kernfusion stattfinden, aber dank des Tunneleffekts überwindet ein kleiner Bruchteil der Protonen diese Barriere
trotzdem nicht oft. Tatsächlich ist die Wahrscheinlichkeit, dass zwei Protonen zusammentreffen und dabei den Tunneleffekt nutzen, astronomisch
gering. Ein einzelnes Proton im Kern der Sonne fusioniert im Durchschnitt erst nach etwa 10 Milliarden Jahren. Das ist die Lebenserwartung der Sonne. Wie
schafft es die Sonne dann so viel Energie zu produzieren? Ganz einfach, durch die schiere Anzahl. Im Kern der Sonne befinden sich ungefähr 10 hoch7
Protonen. Das ist eine 1 mit 57 Nullen. Wenn auch nur ein winziger Bruchteil davon pro Sekunde fusioniert. Und ein winziger Bruchteil einer so
unvorstellbar großen Zahl ist immer noch eine riesige absolute Zahl, dann reicht das aus, um die gesamte Sonnenleuchtkraft aufrecht zu erhalten.
Das ist das Geheimnis. Die Sonne ist kein schnell brennender Feuerball. Sie ist ein außerordentlich geduldiger und effizienter Reaktor, der jeden seiner
Brennstoffe mit äußerster Sparsamkeit nutzt. Jedes Proton braucht im Durchschnitt Milliarden von Jahren, bis es das Glück hat zu fusionieren.
Aber es gibt so viele Protonen, dass die Summe all dieser seltenen Ereignisse eine gewaltige konstante Energiequelle ergibt. Das erklärt auch, warum die
Kernfusion in normalen Materiebedingungen nicht stattfindet. Bei den Temperaturen und Drücken auf der Erdoberfläche gibt es nicht genug
thermische Energie und der Tunneleffekt ist so selten, dass er keine relevante Rolle spielt. Nur unter den extremen Bedingungen im Inneren eines Sterns oder
in einem Kernfusionsreaktor sind diese Vorgänge möglich. Aber der Druck und die Temperatur allein erklären noch nicht alles. Es gibt noch eine
weitere Zutat, die für die Sternphysik entscheidend ist. Das Verhalten des Plasmas als elektrisch leitendes Medium. Im Gegensatz zu gewöhnlichen Gasen ist
ein Plasma elektrisch leitend. Die freien Elektronen können Ströme fließen lassen. Diese elektrischen Ströme erzeugen Magnetfelder
und diese Magnetfelder beeinflussen wiederum die Bewegung der geladenen Teilchen im Plasma. Das Ergebnis ist eine komplexe Kopplung von Plasma,
Elektrodynamik und Magnetismus, die sogenannte Magnetohydrodynamik, die für viele Phänomene an der Oberfläche von Sternen verantwortlich
ist. Sonnenflecken, Sonneneruptionen, koronale Massenauswürfe. Im Kern sind diese Effekte weniger wichtig. Dort dominiert schlecht hin der
Druck. Aber der Kern ist nicht isoliert. Er ist mit dem Rest des Sterns verbunden durch Strahlungs und Konvektionszonen, durch Temperatur und Druckgradienten,
durch den Transport von Energie von innen nach außen. Und eben dieser Transport ist ein eigenes faszinierendes Kapitel, eines zu dem wir später noch
kommen werden. Aber zuerst müssen wir verstehen, was genau im Kern passiert, was Kernfusion ist, wie sie abläuft, welche Reaktionen es gibt, warum
Wasserstoff zu Helium wird und was dabei in einer Weise geschieht, die ein einsteinsisches Gleichgewicht verlangt, dass die Physik für immer verändert hat.
Denn diesem Moment, wenn zwei Protonen im Kern eines Sterns zusammenfinden und eine Kernreaktion stattfindet, passiert etwas, das auf tiefste Weise mit der
Natur des Universums selbst verbunden ist. Es ist ein Moment, in dem Materie zur Energie wird und dieser Moment ist der Kern im wörtlichsten und im
übertragenen Sinne von allem, was ein Stern ist. Kapitel 4. Der Stern erreicht den Punkt der Kernfusion. Es gibt einen
Schwellenwert im Leben eines Sterns, einen Moment, auf den alles vorangegangen hingearbeitet hat, die Millionen von Jahren des Kollapses, die
langsame Verdichtung, das Aufheizen, das Aufstauen von Energie, einen Moment, den man sich vielleicht vorstellen kann wie das Entzünden einer Flamme, obwohl er so
grundlegend verschieden davon ist, dass der Vergleich fast falsch ist. Dieser Moment ist die Zündung der Kernfusion. Um ihn zu verstehen, muss man sich noch
einmal die Situation vorstellen, die wir am Ende des letzten Kapitels beschrieben haben. Ein Protostern in der letzten Phase seiner Entstehung. Ein Objekt, das
bereits Millionen von Jahren zusammengekollabiert ist, das bereits Temperaturen von Millionen von Grad Celsus erreicht hat, dass im Inneren ein
dichtes Plasma aus freien Elektronen und Protonen beherbergt. Aber die Kernfusion hat noch nicht begonnen. Dafür muss die Temperatur im
Kern eine bestimmte kritische Schwelle überschreiten. Für die Fusion von Wasserstoffkernen, also von Protonen, liegt diese Schwelle bei ungefähr 10 bis
15 Millionen Kelvin. Erst bei diesen Temperaturen sind die thermischen Geschwindigkeiten der Protonen hoch genug und der Tunneleffekt häufig genug,
dass die Fusionsrate signifikant wird und genug Energie freigesetzt wird, um den weiteren Kollaps aufzuhalten. Der entscheidende Parameter ist also die
Temperatur und die Temperatur im Kern hängt direkt von der Masse des Protoss ab. Je schwerer ein kollabierender Gasballen ist, desto stärker ist die
Gravitation, die ihn zusammenpresst. Und je stärker die Gravitation, desto höher Druck und Temperatur im Inneren. Das bedeutet, nur Objekte, die schwer genug
sind, erreichen irgendwann die kritische Fusionstemperatur. Die Mindestmasse, die ein Objekt haben muss, um Wasserstoffkernfusion zu
zünden, liegt bei ungefähr 8% der Sonnenmasse oder etwa 75 bis Jupitermassen. Objekte, die leichter sind als diese
Grenze, werden niemals echte Sterne. Sie schrumpfen zusammen, werden heiß, aber nicht heiß genug. Sie bleiben in einem Zwischenzustand stecken zwischen Stern
und Planet und werden braune Zwerge genannt. Objekte, die ein bisschen Deuterium Fusion betreiben können, aber niemals die volle Wasserstoffproton
Protonfusion erreichen. Aber wenn die Masse groß genug ist, dann beginnt die Fusion. Und von diesem Moment an verändert sich alles. Die erste
Fusionsreaktion, die in einem neuen Stern zündet, ist der Beginn eines fundamentalen Gleichgewichts, das den Stern für Millionen oder Milliarden von
Jahren stabilisieren wird. Die Energie, die durch Fusion freigesetzt wird, erhitzt das Plasma. Heißes Plasma erzeugt Druck. Druck drückt nach außen
und dieser nach außen gerichtete Druck hält die Gravitation auf Abstand. Für einen Moment, einen kosmischen Moment, der Millionen von Jahren dauert, findet
der Protosern ein Gleichgewicht. Die nach innen ziehende Schwerkraft und der nach außen drückende Strahlungs und Gasdruck balancieren sich aus. Das
Objekt hört auf zu kollabieren. Es ist ein Stern geworden. Genauer, es hat die sogenannte Hauptreihe erreicht. Im Herzsprung Russell Diagramm, dem
fundamentalen Klassifizierungsdiagramm der Astrophysik, dass wir in einem späteren Kapitel noch genauer betrachten werden, befinden sich Sterne, die
stabile Wasserstofftransmutation betreiben, auf einem Streifen, den man als Hauptreihe bezeichnet. Die Sonne befindet sich dort. Etwa 90% aller
sichtbaren Sterne befinden sich dort. Die Hauptreihe ist die Phase des aktiven stabilen Lebens eines Sterns. Sie kann je nach Masse einige Millionen bis zu
mehreren hundert Milliarden Jahren dauern. Aber warum muss die Temperatur so extrem hoch sein, damit Kernfusion möglich ist? Warum reichen 100° nicht
aus? Warum nicht 1000? Warum nicht eine Million? Die Antwort liegt in der fundamentalen Physik der Atomkerne und der zwischen
ihnen wirkenden Kräfte. Atome bestehen aus einem Kern und einer Hülle aus Elektronen. Der Kern besteht aus Protonen und Neutronen. Protonen tragen
eine positive elektrische Ladung und gleichnamige Ladungen stoßen sich ab. Das ist das Grundgesetz der Elektrodynamik.
Damit zwei Atomkerne miteinander fusionieren können, damit sie zusammenschmelzen und einen neuen schwereren Kern bilden können, müssen
sie nah genug aneinander herankommen, damit eine andere Kraft ins Spiel kommen kann. Die starke Kernkraft. Die starke Kernkraft ist, wie der Name
sagt, die stärkste der vier fundamentalen Kräfte. Sie ist ungefähr hundertmal stärker als die elektromagnetische Kraft. Aber sie hat
einen entscheidenden Nachteil. Sie wirkt nur auf sehr kurze Distanzen. Unterhalb von etwa einem Femtometer, einem Milliardstel Millimeter, ist sie
überwältigend stark. Oberhalb dieser Distanz fällt sie extrem schnell ab und wird praktisch null. Das bedeutet, damit zwei Protonen miteinander fusionieren
können, müssen sie auf eine Distanz von etwa einem Femtometer aneinander herangebracht werden. Erst dann kann die starke Kernkraft die elektromagnetische
Abstoßung überwinden und die beiden Kerne zusammenhalten. Aber um zwei positiv geladene Protonen auf diese kurze Distanz zu bringen, muss man gegen
die elektromagnetische Abstoßung, die Coulumbarriere ankämpfen und das erfordert enorme Energien. In einem heißen Plasma ist die thermischen
Energie der Teilchen ein Maß für ihre durchschnittliche kinetische Energie. Je höher die Temperatur, desto schneller bewegen sich die Teilchen, desto mehr
Energie haben sie und desto eher können sie nahe genug aneinander kommen, um den Tunneleffekt zu nutzen. Bei 10 Millionen Grad ist die thermische Energie der
Protonen hoch genug in Kombination mit dem Quantentunneln, dass ausreichend viele Protonen Protonkollisionen zur Fusion führen. Aber selbst dann ist die
Fusionsrate, wie wir im letzten Kapitel gesehen haben, sehr gering pro einzelnes Proton. Die Sonne ist kein aggressiv brennendes Inferno. Sie ist ein
gemächlich glühender, fast langweiliger Reaktor aus kosmischer Perspektive. Ihre Energiedichte pro Kilogramm ist in etwa vergleichbar mit der des
menschlichen Körpers, der durch metabolische Prozesse Wärme produziert. Der Unterschied liegt nicht in der Intensität der Reaktion, sondern in der
schieren Masse. Das erklärt eine interessante und oft überraschende Tatsache. Wenn man die Energieproduktion der Sonne pro Kilogramm berechnet, also
die Watt pro Kilogramm, erhält man einen Wert von etwa 0,2 MW pro Kilogramm. Ein menschlicher Körper produziert in Ruhe etwa ein Watt pro Kilogramm. Der
menschliche Körper ist pro Kilogramm fünf mal energiereicher als die Sonne. Die Sonne leuchtet nur deshalb so hell, weil sie so unglaublich groß ist, nicht
weil ihre Reaktionen so intensiv wären. Aber intensiv oder nicht, diese Reaktionen setzen Energie frei und das ist das entscheidende. Wie viel Energie?
Um das zu verstehen, müssen wir uns anschauen, was beim Fusionsprozess genau passiert, was bei der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium auf der
fundamentalsten Ebene geschieht. Nicht nur die Reaktionen, sondern was dabei mit der Masse passiert. Denn hier steckt das eigentliche
Geheimnis. Das Geheimnis, das Albert Einstein in einer der berühmtesten Gleichungen der Physik zusammengefasst hat. Und das Geheimnis, das erklärt,
warum Sterne leuchten können, wie sie es tun, über Milliarden von Jahren mit einer Energie, die keine andere bekannte Quelle liefern könnte. = MC²
Energie Masse mal Lichtgeschwindigkeit im Quadrat. Das wird unser nächstes Kapitel sein. Aber zuerst müssen wir die Reaktion selbst verstehen, Schritt für
Schritt, so genau, dass man es sich wirklich vorstellen kann. Den Tanz der Protonen im Inneren der Sonne. Die seltenen winzigen Momente, in denen zwei
Teilchen nahe genug aneinander kommen, dass das Universum beschließt, etwas Neues zu erschaffen. Aus Wasserstoff wird Helium, aus einfachstem entsteht
komplexeres und dabei leuchtet die Sonne. Kapitel 5. Wasserstoff wird zu Helium. Es ist ein Tanz, ein sehr langsamer, sehr seltener, aber in seiner
Häufung wunderschöner Tanz. Es geschieht gerade jetzt, in diesem Moment, in jedem Moment tief im Kern unserer Sonne und in den Kernen von aber Milliarden anderer
Sterne in der Milchstraße, in anderen Galaxien, in allen Ecken des beobachtbaren Universums. Zwei Protonen kommen sich nahe, unvorstellbar nahe.
Und das Universum verwandelt sich. Die wichtigste Fusionsreaktion im Inneren sonnenähnlicher Sterne. Und in jedem Stern, der weniger als etwa 1, dreifache
Sonnenmasse hat, ist die Proton Protonkette. Sie ist die grundlegendste, die primitivste und gleichzeitig eleganteste
Form der Kernfusion, die das Universum kennt. Es ist die Reaktion, die die Sonne antreibt, die Reaktion, die das Licht produziert, das auf deinem Gesicht
liegt, wenn du in die Sonne schaust. Gehen wir sie durch, Schritt für Schritt. Der erste Schritt ist der schwierigste und der seltenste.
Zwei Protonen, zwei nackte Wasserstoffkerne, jedes aus einem einzigen positiv geladenen Teilchen bestehend, kommen im Kern der Sonne nahe
genug zusammen, dass der Quantentunneleffekt einsetzt und die Coulon Barriere überwunden wird. Sie berühren sich in einem physikalischen
Sinne, der mit unserer alltäglichen Vorstellung von Berühren wenig zu tun hat. Sie kommen in den Wirkungsbereich der starken Kernkraft. In diesem Moment
passiert etwas außergewöhnliches. Eines der beiden Protonen wandelt sich um. Es wird durch die schwache Wechselwirkung, eine der vier
fundamentalen Kräfte des Universums, in ein Neutron verwandelt. Dabei werden zwei weitere Teilchen emitiert. Ein Positron, das Antiteilchen des
Elektrons, mit positiver Ladung und ein Elektronneutrino. Das Ergebnis dieser Reaktion ist ein Deuteriumkern,
ein Kern, der aus einem Proton und einem Neutron besteht. Deuterium ist der schwere Bruder des gewöhnlichen Wasserstoffs. Während gewöhnlicher
Wasserstoff nur ein Proton im Kern hat, hat Deuterium ein Proton und ein Neutron. Das Positron, das bei dieser Reaktion
entsteht, lebt nur für eine winzige Zeitspanne. Es trifft fast sofort auf ein freies Elektron im umgebenen Plasma und die beiden vernichten sich
gegenseitig. Materie und Antimaterie, die zusammenkommen und vollständig in Energie umgewandelt werden. Zwei Gammaquanten werden emitiert,
hochenergetische Photonen, die die freigesetzte Energie davon tragen. Das Neutrino dagegen ist beinahe vollständig wechselwirkungslos.
Es durchquert den gesamten Stern. Alle 700 Millionen Kilometer vom Kern bis zur Oberfläche in etwa 2 Sekunden. Wechsel wirkt mit fast keinem einzigen anderen
Teilchen auf dem Weg und verlässt den Stern mit einem Bruchteil der Fusionsenergie. Neutrinos sind die geisterhafte
Begleitmusik der Kernfusion. Allein von der Sonne emitiert sie eine solche Menge, dass jede Sekunde etwa 600 Milliarden Neutrinos durch jeden
Quadratzentimeter der Erdoberfläche strömen. Auch durch deinen Körper, auch durch dich gerade jetzt in diesem Moment.
Die allermeisten dieser Neutrinos passieren nicht nur die Atmosphäre, nicht nur deinen Körper, sondern die gesamte Erde, ohne auch nur eine einzige
Wechselwirkung einzugehen. Sie sind real, sie sind da und wir spüren sie nicht. Aber zurück zum Kern der Sonne. Der neugebildete Deuterium Kern macht
sich sofort auf die Suche. Nicht im wörtlichen Sinne. Natürlich, er hat keine Absichten, keine Richtung, keinen Plan, aber er ist umgeben von Protonen
und statistisches gesehen trifft er sehr schnell auf eines davon. Diese Kollision ist viel häufiger und schneller als die erste Protonprotonkollision,
weil Deuterium eine höhere Fusionswahrscheinlichkeit hat als zwei nackte Protonen. Wenn ein Deuterium Kern auf ein Proton trifft, findet eine
weitere Fusionsreaktion statt. Deuterium und Proton verschmelzen zu Helium 3, einer Variante von Helium, die nur zwei Protonen und ein Neutron enthält, statt
der normalen zwei Protonen und zwei Neutronen. Dabei wird ein Gammaquant emitiert, hochenergetische Strahlung die Energie aus dem Kern abführt.
Diese zweite Reaktion ist deutlich häufiger als die erste und geht viel schneller von Statten. auf einer Zeitskala von Sekunden bis Minuten
verglichen mit den durchschnittlich 10 Milliarden Jahren der ersten Reaktion. Jetzt haben wir also Helium 3 im Kern der Sonne. Was passiert damit? Hier
beginnt die Proton Protonkette zu verzweigen. Es gibt mehrere mögliche Wege, auf denen Helium 3 weiter reagieren kann. Der bei weitem häufigste
in der Sonne, er macht etwa aller abgeschlossenen Zyklen aus, ist die sogenannte PP1 Kette. In der PP-Kette kollidieren zwei Helium drei
Kerne miteinander. Das ist wieder eine seltene Reaktion, weil beide positiv geladenen Kerne die Couom Barriere überwinden müssen. Aber es passiert. Und
wenn zwei Helium drei Kerne fusionieren, entsteht ein Helium 4 Kern, das normale stabile Helium, das wir kennen, zusammen mit zwei überschüssigen Protonen, die
wieder in den Pool der freien Protonen im Kern zurückkehren. Am Ende dieses Zykluss haben also sechs Protonen begonnen. Vier davon wurden zu
einem Helium 4 Kern zusammengeschmolzen. Zwei wurden zurückgewonnen und stehen für weitere Reaktionen zur Verfügung. Netto: vier Protonen haben sich in einen
Helium 4 Kern verwandelt. Zwei Positronen wurden emitiert, die sofort mit Elektronen vernichtet wurden. Zwei Neutrinos wurden emitiert und haben den
Stern verlassen. Gammastrahlung wurde emitiert und Energie wurde freigesetzt. Aber woher kommt diese Energie? Das ist die Frage, auf die das nächste Kapitel
eine genaue Antwort geben wird. Die kurze Antwort lautet: Die vier Protonen, die in diesen Reaktionen miteinander fusionierten, hatten zusammen eine
bestimmte Masse. Der Helium 4 Kern, der dabei entstand, hat eine kleinere Masse. Die fehlende Masse ist nicht verschwunden. Sie wurde umgewandelt in
Energie, in einem der berühmtesten Gleichgewichte der Physik. Aber bevor wir das vollständig verstehen können, ist es wichtig zu realisieren, wie
unvorstellbar oft dieser Prozess in der Sonne stattfindet. Pro Sekunde werden in der Sonne ungefähr 660 Millionen Tonnen Wasserstoff zu
Helium fusioniert. 660 Millionen Tonnen pro Sekunde. Das ist eine Zahl, die man besser gar nicht versucht, sich vorzustellen, aber sie erklärt, warum
die Sonne trotz der geringen Effizienz der einzelnen Reaktion so enorm viel Energie produziert. Von diesen 660 Millionen Tonnen
Wasserstoff pro Sekunde werden ungefähr 4,3 Millionen Tonnen nicht zu Helium, sondern zu reiner Energie, zu Photonen und Neutrinos.
Diese 4,3 Millionen Tonnen Masse verschwinden buchstäblich aus dem Universum, nicht als Materie, sondern als Strahlung.
4,3 Millionen Tonnen Materie pro Sekunde. Das ist die Energiequelle der Sonne. Nicht Verbrennung, nicht Gravitation,
sondern die direkte Umwandlung von Masse in Energie, vermittelt durch die stärkste Kraft des Universums und das Licht, dass diese Energie letztendlich
als sichtbares Licht aus der Sonne trägt, das ist das Licht, das auf der Erde ankam und in der Geschichte des Lebens so entscheidend war. Das Licht,
das Fotosynthese antreibt, das Licht, das die Atmosphäre wärmt. Das Licht, das durch dein Fenster fällt. Das Licht, dass du heute Nacht nicht siehst, weil
es durch die Erde gesperrt wird, aber dass die Sterne, die du siehst, mit derselben Energie produzieren. All das kommt aus diesem winzigen,
seltenen Tanz von zwei Protonen, die sich nahe genug kommen, um zu berühren. Und wenn sie das tun, wird Materie zu Licht.
Kapitel 6: Der Massendefekt. Wo die verschwundene Masse bleibt. Im Jahren 195 veröffentlichte Albert Einstein eine Reihe von Aufsätzen, die
die Physik für immer verändern sollten. Einer dieser Aufsätze war nur drei Seiten lang. Er trug den schlichten Titel: Ist die Trägheit eines Körpers
von seinem Energieinhalt abhängig? Die Antwort, die Einstein in diesen drei Seiten gab, war ja, nicht mit Einschränkungen, nicht unter bestimmten
Umständen, unbedingt, fundamental und universell. Und die Konsequenz dieser Antwort ist eine der einfachsten und gleichzeitig tiefgründigsten
Gleichungen, die je aufgeschrieben wurden. E = MC Quadrat. Energie ist gleich Masse mal dem Quadrat der Lichtgeschwindigkeit.
Diese Gleichung sagt etwas Radikales. Sie sagt, dass Masse und Energie keine getrennten Dinge sind. Sie sind zwei Seiten derselben Münze. Masse ist eine
Form von Energie. Energie ist eine Form von Masse und zwischen den beiden kann unter bestimmten Umständen umgewandelt werden. Der Faktor C², die
Lichtgeschwindigkeit im Quadrat ist dabei entscheidend. Die Lichtgeschwindigkeit beträgt ungefähr 300 Millionen Meter pro Sekunde. Das
Quadrat davon ist etwa 90.000 Billionen Joule pro Kilogramm. Das bedeutet, in einem einzigen Kilogramm Masse steckt eine Energiemenge von 90.000 Billionen
Joule. Das entspricht der Energie von etwa 20.000 1000 Atombomben. Das ist die Menge Energie, die freigesetzt würde, wenn ein Kilogramm Materie vollständig
in Energie umgewandelt würde. Vollständig, was in der Natur selten und nur partiell geschieht, aber im Inneren von Sternen zumindest teilweise. Wie
viel Masse geht bei der Proton Protonfusion verloren? Schauen wir es uns genau an. Ein Proton hat eine Ruhemasse von ungefähr 1,072522
atomare Masseneinheiten. Vier Protonen zusammen haben also eine Gesamtmasse von ungefähr 4,0 zu L59zig atomare Masseneinheiten.
Ein Helium 4 Kern, zwei Protonen und zwei Neutronen, hat eine Masse von nur etwa 4,002630
atomare Masseneinheiten. Die Differenz beträgt ungefähr 0,0286 atomare Masseneinheiten. Das ist der sogenannte Massendefekt.
Masse, die beim Übergang von vier Protonen zu einem Helium 4 Kern verschwindet, etwa 0,7% der ursprünglichen Masse. 0,7% klingt wenig
und bei einer einzigen Reaktion ist es das auch, aber multipliziert mit 660 Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde. Das sind ungefähr 4,3 Millionen
Tonnen Masse, die pro Sekunde vollständig in Energie umgewandelt werden. Und diese Energie gemäß E = MC² beträgt ungefähr 3,8 x 10 hoch 26 Joule
pro Sekunde. Das ist die Leuchtkraft der Sonne. 3,8 x 10 hoch 26 Watt. Alles aus dieser winzigen, fast vernachlässigbaren Massendefektprozentrate.
Es ist ein der faszinierendsten Aspekte der Kernphysik, dass die Masse eines Atomkerns nicht einfach die Summe der Massen seiner Bestandteile ist. Sie ist
kleiner, immer kleiner, denn die starke Kernkraft, die die Bestandteile des Kerns zusammenhält, bindet Energie. Und diese Bindungsenergie äußert sich als
eine Reduktion der Gesamtmasse. Man nennt das die Bindungsenergie pro Nukleon. Sie ist ein Maß dafür, wie fest die
Nukleonen, Protonen und Neutronen in einem bestimmten Atomkern zusammengebunden sind. Je höher die Bindungsenergie pro Nukleon, desto
stabiler der Kern. Die Bindungsenergie pro Nukleon ist nicht konstant. Sie steigt von Wasserstoff zu schwereren Elementen an,
erreicht ihr Maximum bei Eisen 56 und Nickel 62 und fällt dann für noch schwerere Elemente wieder ab. Das ist eine der wichtigsten Tatsachen der
Kernphysik, denn sie erklärt, warum Kernfusion Energie freisetzt und warum es eine Grenze dafür gibt, wie schwer die Elemente sein können, die durch
Fusion erzeugt werden. Wenn man leichtere Kerne zu einem schwereren Kern zusammenfügt, solange der Endkern auf der aufsteigenden Seite der
Bindungsenergiekurve liegt, also leichter als Eisen, dann ist der Endkern stabiler als die Ausgangsprodukte. Der Unterschied in der Bindungsenergie
wird als Massendefekt freigesetzt, gemäß E = McC². Das ist exothermische Fusion. Fusion, die Energie freisetzt. Wenn man hingegen
versucht, Elemente schwerer als Eisen durch Fusion zu erzeugen, bräuchte man Energie, um den Prozess anzutreiben. Man müsste Energie hineinpumpen, nicht
entnehmen. Das ist der Grund, warum in normalen Hauptre keine Elemente schwerer als Eisen durch Fusion erzeugt werden. Zumindest nicht in signifikanten Mengen.
Die Energie dafür wäre nicht verfügbar. Aber das ist das Ende des Lebens eines massereichen Sterns. Eine Geschichte, die wir im 10 und 11. Kapitel erzählen
werden. Jetzt wollen wir bei der Frage bleiben. Was passiert mit der Energie, die beim Massendefekt freigesetzt wird? Sie wird zunächst als hochenergetische
Gammastrahlung emitiert. Diese Gammaquanten, diese energiereichen Photonen, beginnen ihre Reise aus dem Kern Richtung Oberfläche. Aber diese
Reise ist weit komplizierter, als man denken würde, denn das Innere der Sonne ist für diese Strahlung keineswegs transparent. Es ist undurchdringlich.
Ein Gamma Quant, das im Sonnenkern emitiert wird, schafft es nicht einfach in gerader Linie bis zur Oberfläche. Es wird innerhalb von Bruchteilen eines
Zentimeters absorbiert und wieder emitiert. Dann wieder absorbiert, dann wieder emitiert, immer und immer wieder. Es macht eine Art Zufallsweg, einen
sogenannten Random Walk, bei dem es keine klare Richtung hat, nur zufällige Schritte in alle Richtungen. Dieser Random Walk dauert lang, sehr lang.
Schätzungen zufolge dauert es für ein Photon, das im Kern der Sonne emitiert wird, zwischen 10000 und einer Million Jahren, bis es die Oberfläche erreicht.
Aber dann dann verläßt es die Sonne in Minuten und 20 Sekunden. So lange dauert es, bis das Licht der Sonne die 8 Minuten und 20 Lichtminuten zur Erde
zurücklegt. Das Licht, das jetzt auf dein Gesicht trifft, hat im Inneren der Sonne möglicherweise hunderttausend Jahre
gewartet. Es ist älter als alle Menschheit und das ist nur der Anfang einer Geschichte, die noch viel seltsamer wird. Aber zunächst müssen wir
verstehen, wie dieses Gleichgewicht zwischen der Energie der Fusion und der Schwerkraft des Sterns aufrechhalten wird. Denn dieses Gleichgewicht ist
nicht selbstverständlich. Es ist fragil, es ist aktiv und es kann gebrochen werden. Warum explodiert ein Stern nicht einfach? Warum kollabiert er
nicht einfach wieder? Das ist die Frage des nächsten Kapitels. Kapitel 7: Warum ein Stern nicht einfach explodiert. Bei sehr massereichen
Sternen, Sternen mit mehr als dem Zehnfachen der Sonnenmasse, überwiegt der Strahlungsdruck sogar den Gasdruck. Diese Sterne leben gefährlich nahe an
der sogenannten Eddington Grenze, einem theoretischen Maximum der Leuchtkraft, bei der Strahlungsdruck stark genug wird, um die Gravitation zu überwinden
und das äußere Material des Sterns zu zerstreuen. Jenseits dieser Grenze wäre ein Stern nicht mehr stabil. Massereiche Sterne
leben daher an der Grenze ihrer Stabilität. Sie sind aggressiver, heißer, leuchtkräftiger und kurzlebiger.
Der Preis für ihre Helligkeit ist ein Leben, das hundert oder tausend mal kürzer ist als das Leben kleinerer sparsamerer Sterne. Die Sonne mit ihrer
moderaten Masse liegt weit von der Eddington Grenze entfernt. Sie ist ein gemächlicher, stabiler, langlebiger Stern. Kein Supergigant, kein explosiver
Riese. Einfach eine solide zuverlässige Energiequelle, die Milliarden von Jahren am gleichen Platz am Himmel stehen kann. Aber selbst die Sonne ist kein perfektes
System. Es gibt Konvektionsströme, Turbulenzen, Magnetfeldfluktuationen. Die Oberfläche der Sonne ist ein chaotisches, turbulentes, ständig sich
wandelndes Plasmamer, auf dem Sonneneruption und flaires ausbrechen wie Gewitter auf einem kosmischen Ozean. Und tief im Inneren, wo die Fusion
stattfindet, transportiert das heiße Plasmaenergie nach außen durch zwei fundamentale Mechanismen, Strahlungstransport und Konvektion.
Diese beiden Mechanismen sind der Schlüssel zum Verständnis, wie die im Kern erzeugte Energie überhaupt bis zur Oberfläche gelangt. Denn die Reise des
Lichts vom Kern zur Oberfläche ist keine Reise, sie ist eine Odysseée. Kapitel 8. Wie Energie aus dem Sternenkern zur Oberfläche gelangt. Wenn du heute Abend
in die Sonne schaust, natürlich nicht direkt, das schadet den Augen, dann siehst du das Licht, das jetzt die Sonne verlässt. Das Licht, das gerade eben vor
Minuten und 20 Sekunden die Oberfläche der Sonne verlassen hat und seither durch den Weltraum gereist ist, bis es deine Netzhaut trifft. 8 Minuten und 20
Sekunden. Das ist die Reisezeit des Lichts von der Sonne zur Erde durch den fast leeren Raum des Weltraums mit Millionen Mern pro Sekunde, aber die
Energie, die dieses Licht trägt, ist viel älter. Wie alt, das ist schwer zu sagen. Die Schätzungen schwanken erheblich, je
nachdem, welches Modell man verwendet. Aber ein typischer Wert liegt bei etwa 100.000 Jahren. Manche Modelle kommen sogar auf eine Million Jahre,
hundertta000 Jahre. Das ist die Zeit, die ein Photon, ein Lichtteilchen braucht, um vom Kern der Sonne bis zu ihrer Oberfläche zu gelangen. Wie ist
das möglich? Wie kann etwas, das mit Lichtgeschwindigkeit reißt, hundert Jahrtausende brauchen, um eine Strecke von 700 Millionen Kilometern
zurückzulegen. Die Antwort liegt in der extrem Dichte des Sonneninneren. Im Kern der Sonne ist das Plasma so
dicht, dass ein Photon, das bei einer Fusionsreaktion emitiert wird, nicht weit kommt, bevor es wieder absorbiert wird.
Die mittlere freie Weglänge, die durchschnittliche Strecke, die ein Photon zurücklegt, bevor es wieder absorbiert wird, beträgt im Sonnenkern
nur einige Millimeter, manchmal weniger. Dann wird es wieder emitiert, aber in eine zufällige Richtung. Es weiß nicht, wo die Oberfläche ist. Es hat keine
Vorzugsrichtung. Es bewegt sich einfach in irgendeine Richtung, wird wieder absorbiert, wieder emitiert, in wieder eine zufällige
Richtung. Das ist der Random Walk, der Zufallsweg. Ein physikalisches Konzept, das aus der Mathematik kommt und das beschreibt, wie
sich ein Teilchen bewegt, wenn jeder Schritt in eine zufällige Richtung führt. Ein Random Walk ist ineffizient, unglaublich ineffizient.
In einem idealen Random Walk in drei Dimensionen ist die mittlere zurückgelegte Gesamtdistanz proportional zur Wurzel der Anzahl der Schritte.
Wenn jeder Schritt einige Millimeter lang ist und das Photon 700 Millionen Kilometer zurücklegen muss, dann braucht es eine astronomische Anzahl von
Schritten und eine astronomische Zeit. Das ist der Strahlungstransport in der sogenannten Strahlungszone der Sonne. Die Strahlungszone erstreckt sich vom
Kern bis zu etwa 70% des Sonnenradius. In dieser Zone ist die Materie so heiß, dass sie den Energietransport hauptsächlich durch elektromagnetische
Strahlung bewältigt, durch diesen langsamen, mühsamen Random Walk der Photonen. Aber dann ab etwa 70% des Sonnenradius ändert sich etwas. Hier ist
die Temperatur auf etwa zwei Millionen Kelvin gesunken. Das ist immer noch heiß. Heiß genug, um alles, was wir auf der Erde kennen, in einem Augenblick zu
verdampfen. Aber relativ zum Sonnenkern ist es deutlich kühler, bei diesen niedrigeren Temperaturen beginnen bestimmte Elemente, insbesondere Eisen
und schwerere Ionen, ihre Elektronen wieder einzufangen. Das Plasma wird weniger gut für Strahlung durchlässig. Es wird Opaker.
Wenn das Plasma op wird, kann die Strahlung die Energie nicht mehr so effizient nach außen transportieren. Die Energie staut sich auf und wenn Energie
aufgestaut wird, steigt die Temperatur. Eine höhere Temperatur an einer Stelle bedeutet, dass heiße Blasen von Plasma entstehen, die sich nach oben bewegen,
weil heißes Material leichter ist als das umgebende kühlere Material und kühleres Material nach unten sinkt. Das ist Konvektion.
Konvektion kennen wir vom Kochtopf. Wenn Wasser am Boden eines Topfes erhitzt wird, steigen heiße Wasserwirbel auf. Kühles Wasser sinkt nach unten und es
entsteht eine zirkulierende Strömung, die den Energietransport übernimmt. In der Sonne passiert dasselbe, nur in einem Plasma aus ionisiertem Gas, in
einem Maßstab von hunderttausenden von Kilometern, getrieben von Temperaturunterschieden von Millionen von Grad.
Die Konvektionszone der Sonne erstreckt sich von etwa 70% des Sonnenradius bis zur Oberfläche. In dieser Zone wird der Energietransport dominiert von riesigen
konvektiven Strömungen, gigantischen Plasmazellen, die heiße Energie nach oben und kühleres Material nach unten transportieren.
Diese Konvektionszellen sind an der Oberfläche der Sonne sichtbar. Man nennt sie Granulationszellen oder Granula.
Jede Granulationszelle ist etwa 1000 bisend km groß, größer als Westeuropa und hat eine Lebenszeit von etwa 8 bis 10 Minuten. In der Mitte einer
Granulationszelle steigt heißes Plasma auf und leuchtet heller. An den Rändern sinkt kühleres Plasma ab und ist leicht dunkler. Die gesamte Sonnenoberfläche
ist von diesen Granulationszellen bedeckt. Wenn man die Sonne mit einem Teleskop betrachtet, dass die Oberfläche aufgelöst abbilden kann, sieht man ein
Muster, das wie die Oberfläche eines Topfes kochenden Wassers aussieht, aber auf einer Skala von Millionen von Kilometern. Es gibt auch größere
Konvektionsstrukturen, sogenannte Supergranulationszellen, die drei mal so groß wie normale Granulationszellen sind und Lebenszeiten
von etwa einem Tag bis mehreren Tagen haben. Und es gibt Hinweise auf noch größere Strömungen, Meso und Riesengranulationen,
deren genaue Natur noch erforscht wird. Diese Konvektionsströmungen sind nicht nur für den Energietransport wichtig, sie spielen auch eine entscheidende
Rolle beim Aufbau der Magnetfelder der Sonne. Wenn elektrisch leitende Flüssigkeit und Plasma ist sehr gut elektrisch leitend in Bewegung ist,
erzeugt sie Magnetfelder. Diese Magnetfelder wechselwirken mit dem Plasma und erzeugen die komplexe Magnetynamik der Sonne, die für
Sonnenflecken, Sonnenerruption und den elfährigen Sonnenfleckenzyklus verantwortlich ist. Aber das sind Details, die wir nicht weiter vertiefen
wollen. Was wichtig ist, die Energie, die im Kern der Sonne durch Kernfusion erzeugt wird, erreicht die Oberfläche der Sonne durch zwei Hauptmechanismen.
Zunächst durch Strahlungstransport, den langsamen, mühsamen Random Walk der Photonen durch die Strahlungszone. Dann durch Konvektion,
das aktive Hochpumpen von heißem Plasma durch die Konvektionszone. An der Oberfläche schließlich der sogenannten Photosphäre, wo das Plasma
dünn genug ist, dass Photonen fast ungehindert entkommen können, verlässt die Energie die Sonne als Strahlung, als Licht, als das Licht, das jetzt in
diesem Moment mit 300 Millionen Metern pro Sekunde durch den leeren Raum rast, dass die 8 Minuten Reisezeit zur Erde in einem winzigen Bruchteil der Zeit
zurücklegt, die es braucht, um vom Kern zur Oberfläche zu gelangen. Das Licht der Sonne ist eine Botschaft aus der Vergangenheit, nicht der fernen
Vergangenheit. Nur 8 Minuten liegt die Oberfläche zurück, aber die Energie, die dieses Licht trägt, stammt aus einer Vergangenheit, die hunderttausend Jahre
zurückreicht. Aus einer Zeit, als auf der Erde der Homo Sapiens gerade erst begann, über Europa und Asien zu wandern. Und dann
gibt es die anderen Sterne, die Sterne, die du heute Nacht siehst, deren Licht nicht acht Minuten, sondern Jahre, Jahrzehnte, Jahrhunderte, Jahrtausende
oder Milliarden von Jahren gereist ist, bevor es dein Auge erreicht. Das ist das Thema des nächsten Kapitels. Kapitel 9. Das Licht eines Sterns ist eine
Nachricht aus seiner Vergangenheit. Es gibt eine Vorstellung, die sobald man sie wirklich versteht, die Art verändert, wie man den Nachthimmel
betrachtet. Die Sterne, die du siehst, existieren nicht. Nicht in dem Sinne, dass sie nicht real wären. Sie sind real. Aber das, was du siehst, dieses
Licht, diese winzigen Punkte, die in der Nacht leuchten, das ist keine Gegenwart. Es ist Vergangenheit. Es ist Geschichte. Jeder Stern, den du siehst, sendete das
Licht, das jetzt in dein Auge fällt, zu einem Zeitpunkt aus, der je nach Entfernung des Sterns anders liegt. Der nächste Stern nach der Sonne,
Proxyentauri ist etwa 4er,2 Lichtjahre entfernt. Das bedeutet, das Licht, das du von Proxima Gentauri siehst, hat 4,2 Jahre
gebraucht, um dich zu erreichen. Du siehst diesen Stern so, wie er vor 4,2 Jahren war. Das klingt vielleicht unspektakulär.
Vier Jahre, das ist nicht viel, aber nehmen wir Beteiguze, den roten Riesenstern im Sternbild Orion. Gut erkennbar als rötlicher Stern in der
oberen linken Ecke des Orion. Betige ist ungefähr 700 Lichtjahre entfernt. Das Licht, das du von Betige siehst, verließ diesen Stern im Jahr ungefähr 1325,
zurzeit des europäischen Mittelalters, als Kriege über Europa wüteten und die Pest noch kommen sollte. Du siehst Betige so, wie er im Mittelalter war,
aber das ist noch nicht alles. Betige ist ein massereicher roter Überriesenstern, der sich am Ende seines Lebens befindet. Er ist so groß, dass
er, wenn er an der Stelle der Sonne wäre, die gesamte Erde und die Maßbahn umfassen würde und er wird irgendwann explodieren als Supernova. Die Frage
ist, hat er das vielleicht schon getan? Wir wissen es nicht. Wir können es nicht wissen. Wennige heute jetzt in diesem Moment als Supernova explodiert, dann
werden wir das erst in 700 Jahren erfahren. Das Licht der Explosion braucht 700 Jahre, um zu uns zu gelangen. Es ist durchaus möglich, und
in der Astrophysik wird das ernsthaft diskutiert, dass Betigeuze bereits explodiert ist, vielleicht vor dre Jahrhunderten, vielleicht vor 500
Jahren. Und das Licht dieser Explosion ist gerade jetzt auf dem Weg zu uns. In einigen Jahrhunderten könnte am Nachthimmel plötzlich ein neuer Stern
erscheinen, der so hell ist, dass er bei Tageslicht sichtbar wäre. Das Nachglühen einer Explosion, die Jahrhunderte zuvor stattgefunden hat. Wir schauen in die
Vergangenheit, wenn wir in den Himmel schauen. Und je weiter wir schauen, desto weiter reichen wir zurück. Das weiteste, was menschliche Teleskope je
gesehen haben, sind Galaxien. an den Rändern des beobachtbaren Universums. Das Licht dieser Galaxien hat fast 13,8 Milliarden Jahre gebraucht, um uns zu
erreichen. Wenn wir diese Galaxien beobachten, sehen wir das Universum so, wie es wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall war. Diese Galaxien, so
wie wir sie sehen, existieren nicht mehr. Sie haben sich entwickelt, verändert, sind vielleicht mit anderen Galaxien verschmolzen.
Was dort jetzt ist, das können wir nicht sehen. Das Licht, das uns die aktuelle Situation zeigen würde, ist noch nicht angekommen. Es ist auf dem Weg. Es wird
in Milliarden von Jahren ankommen. Diese Tatsache macht die Astronomie zu einer Wissenschaft der Zeitreise. Jedes Teleskopbild ist eine Momentaufnahme der
Vergangenheit. Je leistungsfähiger das Teleskop, desto weiter kann man in die Vergangenheit schauen. Das James Web Space Telescope, das derzeit
leistungsfähigste Teleskop der Menschheit, sieht Galaxien, die nur wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall existierten. schaut 13,5
Milliarden Jahre in die Vergangenheit. Und das Licht dieser uralten Galaxien, das Licht von Sternen, die längst erloschen sind, von Galaxien, die längst
nicht mehr so aussehen wie damals, reißt immer noch durch das Universum. Einige dieser Photonen haben Millionen von Galaxien passiert, wurden durch
Gravitationslinsen abgelenkt, haben interstellare Staubwolken durchdrungen und landen schließlich auf dem Detektor eines Teleskops in der Erdumlaufbahn.
Jedes Photon ist eine Botschaft. Jedes Photon trägt Informationen über den Ort und den Moment seiner Entstehung. Durch Spektropie, die Analyse des Spektrums
des Lichts, können Astronomen aus diesen Photonen unglaublich viele Informationen gewinnen. Die Temperatur des Sterns, der das Licht emitiert hat, die chemische
Zusammensetzung seiner Atmosphäre, seine Bewegungsgeschwindigkeit relativ zur Erde durch den Dopplereffekt, seine Gravitationsfeldstärke,
durch die Gravitationsrotverschiebung. Das Spektrum eines Sterns ist wie sein Fingerabdruck. Es ist einzigartig und erkennbar und es erzählt uns, was dieser
Stern war oder ist, wenn wir die Lichtlaufzeit berücksichtigen. Die erste Linie des Sonnenspektrums wurde bereits im frühen 19. Jahrhundert von dem
deutschen Optiker Josef von Frauenhofer entdeckt. Er beobachtete, dass das Sonnenlicht, wenn es durch ein Prisma in seine Farben aufgespalten wurde,
zahlreiche dunkle Linien enthielt. Linien, bei denen bestimmte Wellenlängen des Lichts fehlten. Diese Frauenhoferlinien, wie man sie heute
nennt, entstehen dadurch, dass bestimmte Elemente in der Sonnenatmosphäre bestimmte Wellenlängen des Lichts absorbieren. Wasserstoff absorbiert bei
bestimmten Wellenlängen, Helium bei anderen, Natrium bei wieder anderen. Durch die Analyse dieser Linien konnten Astronomen die chemische Zusammensetzung
der Sonnenatmosphäre bestimmen, ohne jemals physisch dorthinreisen zu müssen. Und tatsächlich, Helium, das zweitäufigste Element des Universums,
wurde zunächst im Sonnenspektrum entdeckt und erst später auf der Erde nachgewiesen. Sein Name kommt von Helios, dem griechischen Sonnengott. Das
Licht der Sterne ist mehr als Licht. Es ist Information, es ist Geschichte, es ist Wissen. Und manchmal ist es eine Erinnerung an etwas, das nicht mehr
existiert. Wenn du in der nächsten klaren Nacht nach draußen gehst und zum Himmel schaust und wenn du die Sterne bemerkst,
diese winzigen glitzernden Punkte, die so unbedeutend aussehen und es so grundlegend nicht sind, dann denk daran, du siehst nicht die Gegenwart. Du siehst
eine Vergangenheit, die Milliarden von Jahren zurückreicht. Du siehst das Licht von Sternen, die vielleicht noch leuchten, vielleicht längst erloschen
sind. Du siehst die Geschichte des Universums direkt am Nachthimmel. Und manche dieser Sterne sind nicht mehr die, die sie einmal waren. Manche haben
begonnen zu sterben, manche sind bereits tot. Was übrig bleibt, wenn ein Stern stirbt, das ist das Thema der nächsten Kapitel. Denn das Ende eines Sterns ist
nicht das Ende der Geschichte. Es ist oft erst der Anfang. Kapitel 10: Was passiert, wenn der Wasserstoff ausgeht? Jedes Leben hat ein Ende. Und das Leben
eines Sterns so immens, so unvorstellbar lang nach menschlichen Maßstäben, ist da keine Ausnahme. Die Sonne, unser Stern, hat seit ihrer Entstehung vor 4,6
Milliarden Jahren Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert. Dieser Prozess wird noch weitere fünf Milliarden Jahre andauern. Dann in einer Zeit so weit von
uns entfernt, daß alle menschliche Geschichte dazu wie ein Atemzug wirkt, wird der Wasserstoff im Sonnenkern erschöpft sein. Und was dann passiert,
ist eine der dramatischsten und faszinierendsten Sequenzen im Leben des Universums. Aber zuerst, warum geht der Wasserstoff aus? Die Sonne enthält eine
enorme Menge Wasserstoff. Warum kann sie nicht einfach immer mehr davon verbrennen? Die Antwort liegt in der Topografie des Sterns. Die Kernfusion
findet nicht in der gesamten Sonne statt. Sie findet nur im inneren Kern statt, in dem Bereich, wo Temperatur und Druck hoch genug sind. Das sind die
innersten etwa 10 bis 15% des Sonnenradius. Außerhalb dieses Kerns ist es zu kühl für Fusion. Und der entscheidende Punkt: Die Materie im Kern
wird nicht mit der Materie in den äußeren Schichten vermischt. Es gibt in der Sonne keine vollständige Konvektion, die Frischbrennstoff aus den äußeren
Schichten in den Kern transportieren würde. Die Sonne ist keine brodelnde durchmischte Kugel. Sie ist eine Kugel mit einer klaren Schichtstruktur und die
äußeren Schichten bleiben weitgehend getrennt vom Kern. Das bedeutet, nur das Wasserstoffmaterial, das sich im Kern befindet, steht als Brennstoff zur
Verfügung. Und wenn dieser Brennstoff verbraucht ist, hat der Kern ein Problem. Das Ende der Wasserstofffusion im Kern passiert graduell, nicht
plötzlich. Der Kern akkumuliert zunehmend Helium, das Fusionsprodukt. Das Helium ist zu schwer und zu inert,
um unter den aktuellen Bedingungen weiter zu fusionieren. Es sammelt sich im Zentrum und verdrängt den Wasserstoff nach außen. An diesem Punkt beginnt die
Wasserstofffusion in einer Schale um den Heliumkern. ein Prozess, den man Schalenbrennen nennt. Die Energie kommt jetzt nicht mehr aus dem Zentrum,
sondern aus einer scheibenförmigen Zone um den inerten Heliumkern herum. Diese Veränderung hat dramatische Konsequenzen für die Struktur des Sterns.
Mit dem Schalenbrennen wird mehr Energie produziert als zuvor. Die äußeren Schichten des Sterns werden stärker erhitzt und beginnen zu expandieren.
Der Stern bläht sich auf. Er wird größer, viel größer. In der Sonne wird dieser Prozess in etwa 5 Milliarden Jahren stattfinden. Wenn er abläuft,
wird sich die Sonne zu einem roten Riesenstern entwickeln, einem Stern, dessen Radius vielleicht das 100 bis 200fache des heutigen Sonnenradius
beträgt. so groß, daß er die Erde und möglicherweise auch die Venus und den Mars in sein Plasma einschließen würde. Die Erde würde in der Sonne versinken,
buchstäblich, aber das ist noch nicht das Ende. Während sich die äußeren Schichten aufblehen und der Stern zum Roten Riesen
wird, passiert im Kern etwas anderes. Der Heliumkern, der keine Energie mehr produziert, beginnt unter der Schwerkraft zu kollabieren. Er wird
dichter und heißer. Die Temperatur steigt, während der Kern schrumpft. Schließlich nach Millionen von Jahren ist der Heliumkern heiß genug, ungefähr
100 Millionen Kelvin. Bei dieser Temperatur kann eine neue Fusionsreaktion starten, das Heliumbrennen.
Im Heliumbrennen fusionieren drei Heliumkerne. Helium 4 zu einem Kohlenstoffkern, Kohlenstoff 12. durch den sogenannten
drei Alpha Prozess. Dabei wird wieder Energie freigesetzt. Der Stern stabilisiert sich erneut. Für Sterne mit der Masse der Sonne oder wenig mehr
endet die Entwicklung nach dem Helium brennen. Der Kohlenstoffsauerstoffkern, der übrig bleibt, ist nicht heiß genug für weitere Fusionsreaktionen.
Der Stern hat keinen Brennstoff mehr. In diesem Stadium werden die äußeren Schichten des Sterns durch den starken Sternwind abgestoßen, in einem
gewaltigen, langsamen Ausatmen, das über zehntausende von Jahren andauert. Die abgestoßenen Schichten expandieren in den umgebenen Raum und bilden eine
leuchtende Hülle aus heißem, ionisiertem Gas, einen planetarischen Nebel. Der Name ist historisch bedingt und irreführend. Er hat nichts mit Planeten
zu tun. Er kommt daher, daß früher Astronomen diese kreisförmigen leuchtenden Gaswolken im Teleskop an Planetenscheiben erinnerten. Im Zentrum
eines planetarischen Nebels bleibt der nackte Kohlenstoff Sauerstoffkern des ehemaligen Sterns zurück. Ein weißer Zwerg, ein Objekt, das die Größe der
Erde hat, aber die Masse der Sonne. Eine Materedichte, die jeden Teelöffel voll zu mehreren Tonnen macht. Ein weißer Zwerg fusioniert nichts mehr. Er strahlt
nur noch Restwärme ab. Langsam über Milliarden von Jahren kühlt er ab. Irgendwann in einer Zeit, die die aktuelle Lebenszeit des Universums weit
übersteigt, wird er aufgehört haben zu leuchten und zu einem schwarzen Zwerg werden, einem dunklen, kalen, innährten Überrest. Aber das ist das Schicksal
kleiner und mittlerer Sterne. Sterne wie die Sonne. Die Geschichte massereicher Sterne ist dramatischer, viel dramatischer.
Massereiche Sterne, solche mit mehr als acht oder zehn Sonnenmassen, leben kurze Leben, aber sie verbrennen hell. Ein Stern mit 20 Sonnenmassen lebt
vielleicht nur 10 Millionen Jahre, zehn mal weniger als die Sonne, die viereinhalb Milliarden Jahre alt ist. Aber in diesen zehn Millionen Jahren
treibt er seine Entwicklung mit einer Intensität voran, die alle anderen Stertypen übertrifft. Nach dem Wasserstoffbrennen zündet auch
bei massereichen Sternen das Heliumbrennen, aber danach hört es nicht auf. Der Kohlenstoffkern wird heiß genug für weitere Fusion. Kohlenstoffbrennen,
das Elemente wie Neon, Magnesium und Sauerstoff produziert. Dann Neonbrennen, dann Sauerstoffbrennen, dann Silizium brennen. Jede Phase brennt
schneller als die vorherige. Das Wasserstoffbrennen dauert Millionen von Jahren. Das Heliumbrennen dauert hunderttausende von Jahren. Das
Kohlenstoffbrennen dauert tausende von Jahre. Das Neonbrennen dauert Jahre. Das Silizium brennen, die letzte Phase, dauert nur eine einzige Woche, sieben
Tage, die letzte Woche des Lebens eines massereichen Sterns. Dann ist der Siliziumbrennung erschöpft. Was übrig bleibt, ist ein Eisenkern.
Eisen kann nicht mehr fusioniert werden, zumindest nicht auf eine Weise, die Energie freisetzt. Das Eisen liegt am Maximum der Bindungsenergiekurve.
Keine weiterer Fusionsprozess würde Energie freigeben. Der Stern hat seine Energiequelle verloren und das ist der Moment, auf den die gesamte Entwicklung
hingearbeitet hat. Der Eisenkern beginnt in Bruchteilen einer Sekunde zu kollabieren. Er kollabiert so schnell und so gewaltsam, dass die Dichte die
eines Atomkerns übersteigt. Der Kern wird zu einem Neutronenstern, einem Objekt von nur 20 km Durchmesser, aber eineinhalb bis zwei Sonnenmassen. Die
fallenden äußeren Schichten des Sterns prallen auf den harten Neutronenstern auf und werden nach außen zurückgeschleudert.
Die Energie, die dabei freigesetzt wird, ist gewaltig, größer als alles, was die Sonne in ihrer gesamten Hauptrebensdauer an Energie produziert hat. Das Ergebnis
ist eine Supernova. Für einige Wochen leuchtet die Supernova so hell wie eine gesamte Galaxie. Es ist das hellste Ereignis im Universum
neben Gammastrahlenausbrüchen. Und in dieser Explosion werden Elemente schwerer als Eisen erzeugt. Die Elemente, die durch normale Sternfusion
nicht entstehen können. Gold, Platin, Uran. Blei. All diese schweren Elemente entstehen in den Schockwellen und dem extremen Neutronenfluss der Supernova
und werden in den interstellaren Raum geschleudert. Das ist das Ende des Sterns und gleichzeitig der Anfang von etwas Neuem. Kapitel 11. Aus Sternen
entsteht die Welt. In der Mitte deiner Hand, wenn du sie jetzt anschaust, befindet sich Kohlenstoff. Kohlenstoff in deinen Knochen,
Kohlenstoff in deinen Muskeln, Kohlenstoff in deiner DNA. Dieser Kohlenstoff, der gerade Teil von dir ist, hat eine Geschichte, eine lange
Geschichte. Eine Geschichte, die Milliarden von Jahren zurückreicht und die durch das Innere eines Sterns führt. Der Kohlenstoff in deinem Körper
entstand nicht auf der Erde. Er entstand im Inneren eines Sters. Eines Sterns, der längst nicht mehr existiert, der Milliarden von Jahren vor der Entstehung
unseres Sonnensystems gelebt und gestorben ist. Im Heliumbrennen dieses Sterns durch den drei Alpha Prozess wurden Heliumkerne zu
Kohlenstoff fusioniert. Dieser Kohlenstoff wurde, als der Stern am Ende seines Lebens seine Hülle abwarf oder als Supernova explodierte, in den
interstellaren Raum geschleudert. Er trieb durch den Weltraum Jahrhundert Tausende, Jahr Millionen, Jahr Milliarden.
Dann vor etwa 4er,6 Milliarden Jahren begann eine Gaswolke am Rand der Milchstraße zu kollabieren, vielleicht ausgelöst durch die Schockwelle einer
nahegelegenen Supernova. Aus dieser Gaswolke entstand unsere Sonne und aus dem Überresten der Gaswolke, dem Material, das nicht in die Sonne
aufgesaugt wurde, entstanden die Planeten, darunter die Erde, und der Kohlenstoff, den frühere Sterngenerationen in den Raum
geschleudert hatten, wurde Teil der Erde, wurde Teil des frühen Lebens, das sich vor etwa 3,8 Milliarden Jahren zum ersten Mal auf der Erde entwickelte,
wurde weitergegeben von Generation zu Generation. von Organismus zu Organismus über Jahren der Evolution und jetzt ist er in dir.
Das ist keine Metapher, das ist buchstäbliche, wissenschaftlich belegte Wahrheit. Die Atome in deinem Körper stammen aus dem Inneren von Sternen. Die
meisten von ihnen Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Schwefel, entstanden in Sternen, die vor der Entstehung unseres Sonnensystems gelebt
und gestorben haben. Nur der Wasserstoff in deinem Körper, ein wesentlicher Bestandteil des Wassers, aus dem du zu etwa 60% bestehst, ist uralt.
Der Wasserstoff entstand in den ersten Minuten nach dem Urknall. 13,8 Milliarden Jahre vor heute. Er hat die gesamte Geschichte des Universums
überlebt, wurde möglicherweise Teil von Sternen, die längst erloschen sind und ist schließlich in dich gelangt. Du trinkst Wasser, das Wasserstoff enthält,
der fast so alt ist wie das Universum selbst. Diese Tatsache ist eine der tiefgründigsten und gleichzeitig nüchternsten Erkenntnisse der modernen
Astronomie. Wir sind nicht nur Teil des Universums, wir sind buchstäblich aus dem Universum gemacht, aus demselben Material, aus dem Sterne gemacht sind,
aus Überresten von Sternen, die lange vor unserer Sonne gelebt und gestorben haben. Der Astrophysiker Karl Sagan hat es einmal in einer Formulierung
zusammengefasst, die so präzise und so emotional zugleich ist, dass man sie kaum verbessern kann. Wir sind Sternenstaub,
nicht bildlich, nicht poetisch. buchstäblich, aber die Geschichte geht weiter, denn die Atome, die in deinem Körper sind, waren nicht immer dort. Sie
werden auch nicht immer dort sein. Der Kohlenstoff, der jetzt in deinen Zellen ist, war vor vier Milliarden Jahren vielleicht Teil eines primitiven
Meeresbakteriums, vor dre Milliarden Jahren vielleicht in einem frühen Fahn, vor 300 Millionen Jahren in einem Dinosaurier, vor 100
Jahren in einem Baum und eines Tages nach deinem Tod wird dieser Kohlenstoff wieder freigesetzt werden und in neue Organismen eingehen, in andere
Lebewesen, vielleicht in Bäume, in Tiere. In Menschen, die in Jahrtausenden leben werden. Materie kreist, sie recyclet
sich. Sterne sind ein Teil dieses Kreislaufs, ein sehr wichtiger Teil, weil sie die Orte sind, an denen neue komplexere
Elemente erschaffen werden, die dann verteilt werden und in neuen Strukturen, neuen Sternen, neuen Planeten, neuem Leben aufgehen. Und dieser Kreislauf
läuft weiter. Gerade jetzt in diesem Moment in der Milchstraße entstehen jedes Jahr irgendwo zwischen einer und drei neue Sterne. in anderen Galaxien
mehr oder weniger abhängig von der Sternentstehungsrate. Manche Galaxien sind sogenannte Starburst Galaxien, in denen die
Sternentstehungsrate 100 oder tausend mal höher ist als in unserer Milchstraße. Dort entstehen Sterne in rasantem Tempo aus den reichen
Gasreserven der Galaxie und irgendwo in der Milchstraße wird auch gerade ein Stern sterben. Eine Supernova, die wir vielleicht nicht einmal sehen können,
weil sie hinter dichten Staubwolken stattfindet, aber die trotzdem Elemente in den interstellaren Raum schleudert. Elemente, die eines Tages Teil eines
neuen Sterns sein werden oder eines neuen Planeten oder vielleicht in einer Ewigkeit von Zeit Teil eines neuen Lebewesens. Das Universum ist nicht
statisch. Es ist ein kontinuierlicher Prozess, eine kontinuierliche Metamorphose. Materie verwandelt sich, Energie
verwandelt sich, Sterne entstehen und vergehen und aus ihrem Vergehen entsteht das Material für das Nächste. Was bedeutet das für die Zukunft? In etwa
sieben bis acht Milliarden Jahren wird auch unsere Sonne ihr Ende finden. Sie wird sich zum roten Riesen aufblehen. Die Erde wird verglühen oder verschluckt
werden. Der Kern der Sonne wird zum weißen Zwerg werden, der langsam erkaltet. Aber das Material der Sonne, ein
Großteil davon, wird durch den Sternwind und die Bildung eines planetarischen Nebels in den interstellaren Raum zurückgegeben.
Dieses Material wird mit anderen Gasen und Stäuben in der Milchstraße vermischt und vielleicht vielleicht wird es eines Tages Teil eines neuen Sterns sein,
eines neuen Planetensystems, einer neuen Erde. Wir wissen nicht, ob auf dieser neuen Erde Leben entstehen wird. Wir wissen nicht, ob dieses Leben
intelligent sein wird, ob es die Sterne betrachten und sich fragen wird, warum sie leuchten. Aber wir wissen, dass die Atome, die dieses Leben ausmachen
würden, in einem Kreislauf von Milliarden von Jahren gereist sein werden. Durch Sterne, durch den interstellaren Raum, durch neue Sterne,
durch neue Planeten, bevor sie Teil von etwas lebendigem werden. Und so schließt sich der Kreis. Sterne leuchten, weil sie fusionieren. Sie fusionieren, weil
die Gravitation sie erschafft und komprimiert. Die Gravitation erschafft sie, weil das Universum aus dem Urknall hervorgegangen ist und die Materie, die
dabei entstand, unter dem Einfluss der Schwerkraft zusammenfand. Und die Elemente, die Sterne in ihrem Inneren erschaffen und beim Sterben
verteilen, sind die Grundbausteine für alles, was danach kommt. Alles, was du bist. Alles was du siehst, alles was
existiert. Es gibt eine Nacht, die man nicht vergisst. Eine Nacht, in der man weit
genug weg von den Lichtern der Stadt ist, in der der Himmel wirklich schwarz ist und die Sterne so zahlreich erscheinen, dass man einen Moment lang
das Gefühl hat, der Himmel würde sich senken. Und wenn man dann wirklich hinsieht, nicht einfach drüber hinwegblickt, sondern tatsächlich
hinsieht, dann fällt einem etwas auf, das tagsüber und in der Gleichgültigkeit des Alltags immer wieder übersehen wird. Die Sterne sind nicht alle gleich. Sie
sind nicht alle dieses anmische, flimmernde Weiß, dass man ihnen aus der Erinnerung zuschreibt. Manche leuchten rötlich, manche bläulich, manche
warmweiß, manche fast orange. Wenn du im Winter in den Orion schaust, dieses markante Sternbild, das wie ein Jäger aussieht, der mit ausgestreckten Armen
am Himmel steht, dann siehst du oben links einen deutlich rötlichen Stern. Beteigze. Und unten rechts an der anderen Schulter
des Jägers leuchtet Riggle in einem kalten, fastblaustichigen Weiß. Zwei Sterne, beide hell, beide imselben Sternbild und doch grundlegend
verschieden. Warum? Die Antwort, die die Physik auf diese Frage gibt, ist eine der schönsten in der gesamten Naturwissenschaft,
denn die Farbe eines Sterns ist keine zufällige Eigenschaft, kein kosmischer Zufall. Sie ist ein direktes, präzises, unvermitteltes Fenster in das Innenleben
des Sterns. Sie ist ein Maß für seine Temperatur und seine Temperatur sagt uns fast alles. Wie groß er ist, wie lange er noch leben wird, was in seinem
Inneren passiert und wo er sich in der kosmischen Geschichte befindet. Farbe ist Temperatur. Das ist der Kern dieser Geschichte. Um
das zu verstehen, muss man über Strahlung nachdenken. Jeder Körper, der eine Temperatur über dem absoluten Nullpunkt hat, strahlt
elektromagnetische Wellen ab. Nicht nur heiße Körper, jeder. Du strahlst gerade jetzt Wärmestrahlung ab, Infrarotstrahlung,
unsichtbar für das menschliche Auge, aber real. Eine Wärmebildkamera würde dich im Dunkeln leuchten sehen. Je heißer ein
Körper ist, desto mehr Energie strahlt er ab und desto kurzwelliger, desto energiereicher wird der Schwerpunkt seiner Strahlung.
Bei niedrigen Temperaturen liegt der Energiepak der Strahlung im Infraroten, unsichtbar für uns. Wenn ein Körper heißer wird, verschiebt sich der Piak in
sichtbares Spektrum. zunächst ins rote, dann ins Orangi, ins gelbliche, dann ins weiße, dann ins bläuliche. Das ist kein Zufall, das ist exakte Physik,
beschrieben durch das Planische Strahlungsgesetz und das Wiensche Verschiebungsgesetz. Das Wienche Verschiebungsgesetz sagt
präzise, bei welcher Wellenlänge ein sogenannter schwarzer Strahler, ein idealer, perfekt absorbierender und emitierender Körper seinen Strahlungspak
hat. und zwar in Abhängigkeit von seiner Temperatur. Die Formel ist so elegant, dass sie auf
eine Postkarte passt. Die Wellenlänge des Peaks multipliziert mit der Temperatur ergibt eine Konstante. Je höher die Temperatur, desto kürzer die
Wellenlänge, desto blauer das Licht. Sterne sind keine perfekten schwarzen Strahler. Sie haben Atmosphären, Absorptionslinien,
komplexe innere Strukturen. Aber sie kommen diesem Ideal sehr nah. Nah genug, dass die Farbe, die wir sehen, ein guter Annäherungswert für die Temperatur ihrer
Oberfläche ist. Und jetzt schau dir noch einmal Beteigz und Riegel an. Betuze leuchtet rötlich, weil seine Oberfläche, die Fotosphäre, eine Temperatur von
ungefähr 3000 bis dreieinhalb Kelvin hat. Das ist heiß, gemessen an allem, was wir aus dem Alter kennen, aber für einen Stern ist das kühl. Bei dieser
Temperatur liegt der Strahlungssbieg im roten und Infraroten, was dem Stern seine charakteristische Rotfärbung verleiht.
Regel dagegen ist ein blauweißer Überriesenstern mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 12000 Kelvin, dreimal so heiß wie Betigeuze.
Sein Strahlungspak liegt im blauen und nahen ultravioletten Bereich des Spektrums. Das, was wir als blauweißes Licht
wahrnehmen, ist die sichtbare Spitze eines Spektrums, das sich weit in den Ultraviolettbereich erstreckt. Die Sonne hat eine Oberflächentemperatur
von etwa 5800 Kelvin. Ihr Strahlungspak liegt im gelbgrünen Bereich des sichtbaren Lichts. Interessanterweise erscheint uns die Sonne am Himmel weiß
bis gelblich. Das Gelbliche kommt teils daher, dass die Erdatmosphäre blaues Licht stärker streut und die Sonne damit für unser Auge gelblicher erscheinen
lässt, als sie physikalisch gesehen ist. Im Weltraum von einem Raumschiff aus betrachtet ist die Sonne blendend weiß. Diese Beziehung zwischen Farbe und
Temperatur ist der Schlüssel zu einem der mächtigsten Werkzeuge der Astronomie, der Spektralklassifikation von Sternen. Im frühen 20. Jahrhundert
begannen Astronomen die Sterne systematisch nach ihren Spektren zu sortieren. Die Spektren, also die charakteristischen Muster von
Absorptions- und Emissionslinien im Licht eines Sterns, hängen direkt von der Oberflächentemperatur ab. Bei verschiedenen Temperaturen sind
verschiedene Elemente ionisiert oder neutral und nur ionisierte oder neutrale Atome in einem bestimmten Energiezustand hinterlassen bestimmte Linien im
Spektrum. Die Spektrallinien sind also nicht nur ein chemischer Fingerabdruck, sie sind auch ein thermisches Thermometer.
Das Ergebnis dieser Klassifikation ist eine Einteilung, die heute als Harvard Klassifikation bekannt ist und die fast die gesamte Astronomie des 20.
Jahrhunderts geprägt hat. Sterne werden in Spektralklassen eingeteilt, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet werden. Eine Reihenfolge, die
von den heißesten zu den kühlsten Sternen führt. Um sich diese Reihenfolge zu merken, haben Generationen von Astronomiestudenten
den englischen Merksatz verwendet Obe Fine Girl Kiss Me oder in einer moderneren Version Obi a Fine Guy Kiss Me. In deutschen Lehrbüchern gibt es
ähnliche Eselsbrücken, aber der Buchstabensatz selbst ist universal. Was verbirgt sich hinter diesen Klassen? Klasse O sind die heißesten Sterne im
Universum. Riesen mit Oberflächentemperaturen von 30ß.000 bis über 100000 Kelvin. Sie leuchten intensiv blau und ultra violett. Ihre
Leuchtkraft ist unvorstellbar. Ein einzelner O-Stern kann eine Million mal so leuchtkräftig sein wie die Sonne. Diese Sterne sind selten. Im gesamten
Universum gibt es nur einen kleinen Bruchteil aller Sterne in dieser Klasse, aber sie dominieren optisch die Regionen, in denen sie entstehen. Ihre
Strahlung ist so energiereich, dass sie das Wasserstoffgas in ihrer Umgebung ionisieren. Die in riesigen leuchtenden Nebelwolken, die man auf Bildern von
Sternenhaufen sieht, wie den berühmten Pillars of Creation im Adlernebel, sind das direkte Ergebnis der brutalen ultravioletten Strahlung von O-Sernen in
ihrer Mitte. Aber O-Sterne zahlen einen hohen Preis für ihre Pracht. Sie sind Sprinter unter den Sternen. Ihre Leuchtkraft ist so enorm, dass sie ihren
Wasserstoffvorrat in nur wenigen Millionen Jahren verbrauchen. Ein kosmischer Wimpernschlag, dann sterben sie. Dramatisch, gewaltsam als
Supernova. Sie sind die Sterne, die die schwersten Elemente erzeugen und in den interstellaren Raum schleudern. Klasse B sind ebenfalls heiße blaue Sterne, etwas
kühler als O-Ne. Aber immer noch zwischen 10 und 30.000 Kelvin heiß. Riegel im Orion ist ein B-Stern. Auch die Pleaden, jener bekannte offene
Sternhaufen im Sternbild Stier, der in klaren Nächten als blaue Punktegruppe sichtbar ist, sind dominiert von hellen B-Sternen. Klasse A schließt Sterne wie
Sirius ein, den hellsten Stern am irdischen Nachthimmel, ungefähr 8,7 Lichtjahre entfernt. Sirius hat eine Oberflächentemperatur
von etwa 10 000 Kelvin und erscheint strahlend weiß. manchmal mit einem leichten Blaustich. A-Sterne zeigen sehr starke Wasserstoffabsorptionslinien
in ihren Spektr. Wasserstoff ist bei ihren Temperaturen in einem Zustand, in dem er genau die richtigen Photonenenergien absorbiert, um im
Sichtbaren starke Linien zu hinterlassen. Klasse F sind Sterne wie Prokion, gelblich weiß zwischen 6 und 7in Kelvin heiß. Klasse G ist die Klasse
unserer Sonne. Zwischen etwa 5000 und 6000 Kelvin, gelb bis gelbweiß. Der Buchstabe G sollte deshalb für jeden Menschen auf der Erde eine besondere
Bedeutung haben. Wir leben um einen G-Stern. Unser gesamtes Leben, unsere Evolution, unsere Biologie ist um das Spektrum eines G-sterns herum
entstanden. Kein Zufall, daß das Auge des Menschen seinen Piak der Empfindlichkeit bei etwa Nanometern hat. Genau dem grün gelblichen Bereich, in
dem ein G-Stern den Großteil seiner Strahlungsenergie aussendet. Unsere Augen sind buchstäblich auf unseren Stern kalibriert. Klasse K sind
orangefarbene Sterne, kühler als die Sonne zwischen dreieinhalb und 5000 Kelvin. Akturus, der hellste Stern der nördlichen Hemisphäre nach Sirius, ist
ein K-Stern, ein orangefarbener Riese und schließlich Klasse M, die roten Zwerge, die kühlsten, kleinsten, schwächsten Sterne. Temperaturen
zwischen 2000 und dreieinhalb Kelvin, oranger bis tiefrot. Beteiguze ist zwar spektral ein M-stern, aber er ist ein roter Überriese, ein
ehemaliger massereicher Stern, der sich am Ende seines Lebens enorm aufgebläht hat und deshalb trotz seiner niedrigen Oberflächentemperatur
insgesamt sehr leuchtkräftig ist. Die M-Sterne sind das numerische Rückgrad des Universums. Schätzungen zufolge sind etwa 70 bis 75% aller Sterne. In der
Milchstraße rote Zwerge der Klasse M. Sie sind so häufig, daß sie die schiere Masse an Sternen dominieren, aber sie sind so lichtschwach, daß kein einziger
roter Zwerg mit bloßem Auge von der Erde aus sichtbar ist. Nicht einmal der nächste Stern überhaupt, Proxima Chentauri, der ein roter Zwerg der
Klasse M ist und nur 4,2 Lichtjahre entfernt steht. Rote Zwerge sind in gewissem Sinne das Gegenteil der Osterne. Sie sind sparsam bis zur
Sparsamkeit. Ihre Fusionsrate ist so niedrig, daß manche von ihnen theoretisch Billionen von Jahren lang brennen können, weit
länger als das aktuelle Alter des Universums. Das Universum ist 13,8 Milliarden Jahre alt. Der längst lebige rote Zwerg könnte theoretisch noch
einmal 20ß Billionen Jahre oder länger brennen. Diese Sterne werden lange nach allem anderen noch leuchten, lange nachdem die Sonne erkaltet ist, lange
nachdem alle Galaxien sich aufgelöst haben. Aber jetzt, jetzt in diesem Alter des Universums sind sie nur eine leise Glut am Himmel, unsichtbar für uns,
geduldig, unvermeidlich. Und es gibt noch eine weitere Dimension dieser Geschichte, die weit über die bloße Klassifikation von Sternfarben
hinausgeht. Das Herzsprung Russell Diagramm. Es ist eines der bedeutendsten Diagramme, die in der Geschichte der Naturwissenschaft
je gezeichnet wurden. Es entstand Anfang des 20. Jahrhunderts, unabhängig voneinander durch die Arbeit des dänischen Astronomen Ein Herzsprung und
des amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell. Beide hatten dieselbe Idee, Sterne in einem Koordinatensystem aufzutragen, das auf der einen Achse
ihre Helligkeit oder Leuchtkraft zeigt und auf der anderen ihre Farbe oder Temperatur. Was dabei herauskam, war eine der
größten Überraschungen der frühen Astronomie. Die Sterne verteilten sich nicht zufällig über dieses Diagramm. Sie
gruppierten sich in klar erkennbare Muster. Etwa 90% aller Sterne liegen auf einem diagonalen Streifen, der von oben links, heiß und leuchtkräftig nach unten
rechts kühl und lichtschwach verläuft. Diesen Streifen nennt man die Hauptreihe. Er ist der Ausdruck einer fundamentalen physikalischen Wahrheit,
daß Sterne auf der Hauptreihe in einem stabilen Gleichgewicht sind, Wasserstoff fusionieren und das Masse, Temperatur und Leuchtkraft auf der Hauptreihe
direkt zusammenhängen. Massereiche Sterne sind heiß und leuchtkräftig, leichtere Sterne sind kühl und lichtschwach. Außerhalb der Hauptreihe
gibt es weitere Gruppen. Oben rechts im Diagramm, also kühl, aber sehr leuchtkräftig, befinden sich die roten Riesen und Überriesen. Um leuchtkräftig
zu sein, obwohl man kühl ist, muss man riesig sein, weil die Gesamtleuchtkraft von der Oberfläche abhängt. Ein roter Riese kann einen Radius haben, der 100
oder tausend mal größer ist als der der Sonne, was seine Gesamtleuchtkraft trotz niedrigerer Flächentemperatur enorm macht. Unten links im Diagramm liegen
die weißen Zwerge. Heiß, aber sehr licht schwach, weil ihre Oberfläche winzig ist. Ein weißer Zwerg hat in etwa die Oberfläche der Erde, obwohl er die Masse
der Sonne in sich trägt. Bei 100.00 1000 Kelvin strahlt er zwar heiß, aber wegen der winzigen Oberfläche nur wenig absolute Energie ab. Das Herzsprung
Russle Diagramm ist kein bloßes Klassifikationswerkzeug. Es ist ein Lebensweg. Es zeigt, wo Sterne entstehen, auf der Hauptreihe
irgendwo je nach ihrer Masse und wohin sie sich entwickeln. Ein Stern wie die Sonne beginnt sein Leben auf der Hauptreihe im gelben Bereich, wandert im
Laufe seines Lebens leicht nach oben und rechts, verlässt dann die Hauptreihe und wird zum roten Riesen. Er wandert im Diagramm nach oben und ganz nach rechts
und endet als weißer Zwerg, der nach unten links in die Ecke der kompakten Überreste wandert. Für massereiche Sterne ist die Reise
schneller und dramatischer. OS-Sterne leuchten oben links auf der Hauptreihe, intensiv, heiß, blau, verlassen sie rasend schnell, werden zu
roten Überriesen und explodieren dann als Supernova, hinterlassen einen Neutronenstern oder bei genug Masse ein schwarzes Loch.
Das Diagramm erzählt also nicht nur, was ein Sterngerade ist, es erzählt, woher er kommt und wohin er geht. Es ist die Biographie des Sternenlebens komprimiert
in einziges Bild. Und wenn man heute Abend noch einmal zum Himmel schaut, wenn man Betailige sieht, diesen leichtrötlichen Stern im Orion und
Regel, diesen blauen Gegenspieler, dann weißt du jetzt, was diese Farben bedeuten. Du siehst nicht einfach zwei Sterne, du siehst zwei Kapitel aus zwei
völlig verschiedenen Lebensgeschichten. Mitze kühl und aufgedunsen. Ein alternder Riese am Ende seiner Reise. möglicherweise bereits wenige 100000
Jahre vor seiner Supernova. Riegel, heiß und jung, ein blend blauer Jüngling auf dem Höhepunkt seiner Kraft, der vielleicht noch mehrere Millionen
Jahre so brennen wird. Farbe ist kein Dekor. Farbe ist Information. Farbe ist Geschichte. Und jeder Stern am Himmel leuchtet in einer anderen Farbe,
weil er eine andere Temperatur hat, eine andere Masse, ein anderes Alter, eine andere Vergangenheit und eine andere Zukunft.
Der Himmel ist kein Tapetenmuster aus weißen Punkten auf schwarz. Er ist ein Archiv, ein dreidimensionales, vierdimensionales,
wenn man die Zeitperspektive einbezieht, Archiv aus Milliarden individueller Lebensgeschichten, die alle gleichzeitig ablaufen und alle in einem einzigen
Blick nach oben sichtbar werden. Du brauchst kein Teleskop, um Astronomie zu betreiben. Du brauchst nur eine klare Nacht und die Bereitschaft, wirklich
hinzuschauen. Die Sterne warten auf dich. Sie haben immer auf dich gewartet. Und jetzt weißt du, was sie dir erzählen wollen. Die letzten Sterne, was das
Universum wird, wenn das Licht erlischt. Es gibt eine Frage, die sich stellt, wenn man lange genug über Sterne nachdenkt. Eine Frage, die nicht sofort
kommt. Sie schleicht sich an. Irgendwann mitten in der Nacht, wenn man lange genug nach oben geschaut hat und alls man gesammelt hat, langsam in eine Art
stilles Staunen übergeht. Dann taucht sie auf und wenn sie erst einmal da ist, lässt sie sich nicht mehr wegdenken. Was passiert, wenn alle Sterne erloschen
sind? Es ist keine hypothetische Frage. Es ist keine Science Fiction, es ist Physik. Die Physik des Universums führt unausweichlich auf eine Zukunft zu, in
der kein Stern mehr leuchtet, in der kein Kern mehr fusioniert, in der das, was wir als Licht und Wärme und Leben kennen, aufgehört hat zu existieren,
nicht durch eine Katastrophe, nicht durch eine Kollision, nicht durch etwas dramatisches und plötzliches, sondern durch das langsame, geduldige,
unaufhaltsame Erlöschen, Stern für Stern für Stern, über Zeiträume, die so unvorstellbar groß groß sind, dass alle Zeiträume, die wir bisher in dieser
Dokumentation erwähnt haben, dagegen wie Augenblicke wirken. Aber bevor wir dorthingehen, bevor wir das Ende des Lichts betrachten, müssen wir verstehen,
was Sterne über das Universum als Ganzes erzählen. Denn Sterne sind nicht einfach isolierte Objekte, die zufällig im Raum schweben. Sie sind Werkzeuge, kosmische
Werkzeuge, mit denen Astronomen das Universum selbst vermessen haben. Sie haben uns verraten, dass das Universum expandiert. Sie haben uns gezeigt, dass
es einen Anfang gab. Sie haben uns auf die Spur von etwas gebracht, dass wir bis heute nicht vollständig verstehen. Etwas, das wir dunkle Energie nennen.
Eine Kraft oder ein Phänomen, das Schicksal aller Sterne und des gesamten Universums bestimmt. Es beginnt mit einem Mann und einem
Teleskop auf einem Berg in Kalifornien. Es beginnt mit Edwin Hubble. Edwin Hubbel war kein gewöhnlicher Astronom. Er war jemand, der Fragen stellte, die
andere noch nicht einmal als Fragen erkannt hatten. In den frühen 20er Jahren des 20. Jahrhunderts arbeitete er am Mount Wilson Observatory in
Südkalifornien, ausgestattet mit dem damals größten Teleskop der Welt, dem Hooker Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 2,6 m.
Mit diesem Teleskop beobachtete er Nebelflecken am Himmel. diffuse leuchtende Objekte, die schon seit Jahrhunderten bekannt waren, aber
über deren Natur sich die Astronomen gestritten hatten. Waren diese Nebelflecken Teil der Milchstraße, diffuse Gaswolken oder etwas ganz
anderes? Habbel entschied die Frage ein für alle. Er identifizierte in einem dieser Nebelflecken, dem Andromeda Nebel, dem nächsten größeren Nachbarn
unserer Milchstraße, einzelne Sterne eines bestimmten Typs, sogenannte Zepfeiden. Zepfeiden sind Sterne, die in ihrer
Helligkeit pulsieren. Sie werden heller und dunkler in einem regelmäßigen Rhythmus. Und das entscheidende, die Pulsationsperiode eines Zepfeiden hängt
direkt mit seiner absoluten Leuchtkraft zusammen. Je länger die Pulsation dauert, desto leuchtkräftiger der Stern. Das hatte die amerikanische Astronomin
Henrietta Swan Livid bereits um 1908 entdeckt. Eine der wichtigsten astronomischen Entdeckungen des 20. Jahrhunderts, für die sie nie den
Nobelpreis bekam, obwohl ihre Arbeit die Grundlage für alles weitere war. Zepäen sind kosmische Standardkerzen. Wenn man die Pulsationsperiode misst,
weiß man die absolute Leuchtkraft. Wenn man die absolute Leuchtkraft kennt und die scheinbare Helligkeit vergleicht, kann man die Entfernung berechnen. Mit
derselben Logik, mit der man aus dem scheinbaren Leuchten einer Glühbirne ihre Entfernung abschätzt, wenn man ihre Wattleistung kennt. Habel maß die
Pulsationsperiode der Zepheiden im Andromeda Nebel und er berechnete die Entfernung. Das Ergebnis war atemberaubend.
Der Andromeda Nebel war kein Teil der Milchstraße. Er war eine eigene Galaxie, eine Ansammlung von hundert Milliarden Sternen, ähnlich unserer Milchstraße,
aber in einer Entfernung von etwa einer Million Lichtjahren. Heute wissen wir, dass die Entfernung sogar noch größer ist, etwa 2,8 Millionen Lichtjahre, weil
Hubbel damals mit einem leicht fehlerhaften Kalibrationswert für die Zepheiden arbeitete. Aber die prinzipielle Erkenntnis stand: "Die
Andromeda war keine Gaswolke in unserer Galaxis. Sie war eine eigene Welt, jenseits der Milchstraße." Die Milchstraße war nicht das Universum. Sie
war nur eine von vielen Galaxien. Die Welt wurde mit diesem einen Befund, um einen unvorstellbaren Faktor größer. Aber das war erst der Anfang. Hubbel
beobachtete weitere Galaxien und er machte eine zweite Entdeckung, die noch tiefgreifender war als die erste. Er analysierte das Licht dieser Galaxien,
das Spektrum, die Verteilung der Wellenlängen und er stellte fest, dass das Licht fast aller beobachteten Galaxien in Richtung des roten Endes des
Spektrums verschoben war. rot verschoben, als hätten sich diese Galaxien von der Erde wegbewegt. Das liegt am Dopplereffekt, jenem Phänomen,
das dazu führt, dass eine Sirene höher klingt, wenn sie auf dich zukommt und tiefer, wenn sie sich entfernt. Licht einer Quelle, die sich von uns
entfernt, wird in Richtung roter länger, niedrig energetischerer Wellenlängen verschoben. Licht einer Quelle, die sich nähert, wird blau verschoben. Die
Galaxien, die Habbel beobachtete, entfernten sich fast alle von uns. Und das Entscheidende: Je weiter die Galaxie, desto schneller entfernte sie
sich. Die Rotverschiebung war proportional zur Entfernung. Weit entfernte Galaxien bewegten sich schneller weg als nahe. Diese Beziehung
heute als Hubbelgesetz bekannt, obwohl der belgische Priester und Astronom George Le die theoretische Vorhersage bereits ein Jahr vor Hubble gemacht
hatte, hatte eine einzige unausweichliche Konsequenz. Das Universum expandiert. Nicht die Galaxien bewegen sich durch
einen stehenden Raum. Der Raum selbst dehnt sich aus. Die Galaxien sitzen in diesem Raum wie Rosinen in einem aufgehenden Hefeteig. Keine einzelne
Rosine bewegt sich durch den Teig, aber der Teig dehnt sich aus und deshalb entfernen sich alle Rosinen voneinander. Je weiter zwei Rosinen voneinander
entfernt sind, desto schneller entfernen sie sich, weil zwischen ihnen mehr Teig liegt, der sich dehnt. Wenn das Universum sich jetzt ausdehnt, was
passiert, wenn man diese Expansion in die Vergangenheit zurückverfolgt? Wenn der Raum jetzt groß ist und früher kleiner war, dann muß es eine Zeit
gegeben haben, zu der alles die gesamte Materie, die gesamte Energie, der gesamte Raum in einem unvorstellbar kleinen, unvorstellbar heißen und
dichten Punkt zusammengedrängt war. Das ist der Urknall, nicht eine Explosion in einem schon vorhandenen Raum, sondern die Entstehung von Raum, Zeit, Materie
und Energie selbst. Aus einem Zustand, den die Physik als Singularität bezeichnet und den sie ehrlich gesagt noch immer nicht vollständig beschreiben
kann. Der Urknall fand vor 13,8 Milliarden Jahren statt. Das ist das Alter des Universums. Das ist der Moment, von dem aus sich die
Geschichte, die wir in dieser Dokumentation erzählt haben, entfaltet. Wasserstoff entsteht, Galaxien bilden sich, Sterne zünden, Elemente entstehen,
Planeten entstehen, Leben entsteht und Sterne, diese leuchtenden, fusionierenden, pulsierenden, explodierenden Objekte, über die wir nun
zwölf Kapitel lang gesprochen haben, sind der Motor dieser gesamten Geschichte. Ohne Sterne kein Kohlenstoff, kein Sauerstoff, kein
Stickstoff, kein Silizium, kein Eisen, kein Gold. Ohne Sterne keine Planeten, auf denen diese Elemente sich zu komplexen
Strukturen zusammenfügen können. Ohne Sterne kein Leben. Die Existenz von Sternen ist keine Selbstverständlichkeit.
Sie ist eine Notwendigkeit. Aber die Existenz von Sternen ist auch keine Ewigkeit. Und hier beginnt die zweite tiefere Geschichte dieses
Kapitels. Das Universum ist 13,8 Milliarden Jahre alt. Die erste Sterngeneration, die sogenannten Population drei Sterne, die ersten
Sterne überhaupt, entstand schon wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall aus reinem Wasserstoff und Helium, ohne ein einziges schwereres Element. Diese
Sterne hat kein menschliches Teleskop je direkt gesehen. Sie sind eine theoretische Notwendigkeit und es gibt indirekte Hinweise auf ihre Existenz,
aber keinen direkten Beweis. Sie entstanden, lebten kurz und intensiv und explodierten als Supernovai und ihre Asche wurde zu dem Material, aus dem
alle folgenden Sternenerationen bestehen. Wir sind eine Population der dritten Generation von Sternen. Oder genauer,
unser Sonnensystem enthält Material aus mindestens zwei früheren Sterngenerationen. Die Sonne ist ein Population I-Stern,
reich an Metallen, wie Astronomen alle Elemente schwerer als Helium nennen. Eine etwas irritierende Terminologie, die historisch gewachsen ist und bei der
Kohlenstoff, Sauerstoff und Selbsteisen als Metalle gelten. Die Frage ist, wie lange wird das Zeitalter der Sterne dauern? Um das zu verstehen, muss man
wissen, dass das Universum nicht statisch ist. Es verändert sich. Die Sternenstehungsrate im Universum war in der Vergangenheit viel höher als heute.
In den ersten zwei bis drei Milliarden Jahren nach dem Urknall entstanden Sterne in einem Tempo, das wir heute kaum noch beobachten. Der kosmische
Sternentstehungspak lag etwa 10 bis 11 Milliarden Jahre vor heute, also 2 bis 3 Milliarden Jahre nach dem Urknall. Seitdem ist die Rate der Sternenstehung
kontinuierlich gesunken. Warum? Weil das interstellare Gas verbraucht wird. Jeder Stern, der entsteht, verwendet Wasserstoff. Wenn der Stern stirbt und
sein Material zurückgibt, ist ein Teil davon in schwerere Elemente umgewandelt. Elemente, die nicht mehr so leicht zu Sternen zusammenklumpen.
Das freie Wasserstoffgas im Universum nimmt langsam ab. Neue Sterne entstehen immer noch, auch jetzt gerade, aber seltener als früher. Und dieser Trend
wird sich fortsetzen. Astrophysiker haben die zukünftige Entwicklung des Universums modelliert, soweit das möglich ist, basierend auf
den bekannten physikalischen Gesetzen und den beobachteten kosmologischen Parametern. Das Ergebnis ist ein Bild der ferneren
Zukunft, das sich in Phasen beschreiben lässt. Phasen, die so fremd sind, dass man sich fragt, ob das überhaupt noch dasselbe Universum ist, in dem wir jetzt
leben. Die erste Phase, die Phase, in der wir uns jetzt befinden, heißt das stellare Zeitalter, das Zeitalter der Sterne. Es begann mit
der Entstehung der ersten Sterne und wird nach derzeitigen Schätzungen noch einige Billionen Jahre andauern. Billionen.
Das ist eine ein mit zwölf Nullen. Das aktuelle Alter des Universums 13,8 Milliarden Jahre ist dagegen 13,8 x 10 hoch 9. Eine ein mit neun Nullen. Das
stellare Zeitalter dauert noch mindestens hundertm so lange wie das bisherige Alter des Universums. Aber es endet.
Irgendwann in einigen Billionen Jahren wird das letzte freie Wasserstoffgas zu Sternen gebunden oder verbraucht sein. Keine neuen Sterne können mehr
entstehen. Die noch vorhandenen Sterne fusionieren weiter, bis sie ihren Brennstoff aufgebraucht haben. Assereiche Sterne, die leuchtkräftigen,
schnellbrennenden Giganten sind längst erloschen schon jetzt in der aktuellen Era des Universums. Was in fernen Billionen von Jahren noch übrig sein
wird, sind die roten Zwerge, die sparsamen, geduldigen, kaum sichtbaren Langläufer. Die letzten Sterne im Universum werden
rote Zwerge sein. Ein roter Zwerg der niedrigsten Masse, ein Stern mit vielleicht 10 Prozent der Sonnenmasse kann theoretisch bis zu 10 Billionen
Jahre brennen. Das ist das Tausendfache des aktuellen Alters des Universums. Diese Sterne sehen wir heute bereits. Sie leuchten schwach, kaum wahrnehmbar.
Aber sie werden noch leuchten, lange, nachdem alle anderen Sterne erloschen sind. Lange, nachdem alle weißen Zwerge
erkaltet sind, lange nachdem alle roten Riesen explodiert sind und wenn der letzte rote Zwerg schließlich seinen Wasserstoff verbraucht hat, was so
langsam geschieht, dass jede andere Sternentwicklung dagegen wie ein auflackern wirkt, dann endet das stellare Zeitalter.
Was dann kommt, hat der amerikanische Physiker Freed Adams zusammen mit Gregory Lowlin in einem faszinierenden Buch beschrieben, einer Theorie der
kosmischen Zukunft, die sie als The Five Ages of the Universe bezeichnet haben. Nach dem stellaren Zeitalter, dem Zeitalter der Sterne, kommt das
degenerierten Zeitalter, das Zeitalter der weißen Zwerge, Neutronensterne und braunen Zwerge. Keine Fusion mehr, kein Licht mehr aus Kernreaktionen,
nur noch die langsam abkühlende Restwärme kompakter Überreste, Wärme, die über Hunderte von Billionen von Jahren sehr langsam in die Kälte des
Weltraums abgestrahlt wird, aber auch das ist nicht das Ende. in unvorstellbar fernen Zeiträumen. Nach heutig physikalischem Verständnis würde das
Protonenerfälle erfordern. Ein Prozess, der nach manchen Theorien stattfindet und nach anderen nicht und der in keinem Laborexperiment je beobachtet wurde,
würde sogar die Materie selbst, aus der weiße Zwerge und Neutronensterne bestehen, langsam zerfallen. Die Protonen, die fundamentalen Bausteine
des Atomkerns, würden nach Jahrzehntenzahlen mit 30 und mehr Nullen schließlich zerfallen und die kompakten Überreste würden in einem langen stillen
Prozess verschwinden. was übrig bleibt und auch das nur, wenn bestimmte Theorien stimmen, wären schwarze Löcher. Schwarze Löcher
entstehen als Überreste massereicher Sterne, aber sie könnten durch Verschmelzungen und Akkreionsprozesse über astronomische Zeiträume zu immer
massiveren Objekten anwachsen. Und selbst schwarze Löcher nach der Theorie des britischen Physikers Stephen Hawking verdampfen langsam durch einen
sein Prozess, den man Hawking Strahlung nennt und der so unvorstellbar langsam ist, dass ein super massives schwarzes Loch mit der Masse von Milliarden Sonnen
nach einer Zeit von 10 hoch 100 Jahren eine ein mit 100 Nullen verdampft sein würde. 10 hoch 100 Jahre. Das ist eine Zahl, der gegenüber das gesamte stellare
Zeitalter, all diese Billionen von Jahren der Sterne absolut winzig ist. Das ist das Ende, das Ende des Lichts, das Ende der Wärme, das Ende alles
strukturierten, das Universum in einem Zustand maximaler Entropie, gleichmäßig kalt, leer, ohne Gradienten, ohne Strukturen, ohne
irgendetwas, das Energie abgeben oder aufnehmen könnte. Ein Zustand, den Physiker manchmal den Wärmetod des Universums nennen. Kein Licht mehr,
keine Sterne mehr, kein Leben mehr. Aber jetzt, und das ist der Gedanke, bei dem man innerhalten muß, jetzt ist das nicht so. Jetzt gibt es Milliarden
Sterne allein in der Milchstraße. Jetzt gibt es 2 Billionen Galaxien im beobachtbaren Universum. Jede mit Hunderten von Milliarden Sternen. Jetzt
ist das Universum ein brodelnder, leuchtender, explodierender, fusionierender Ort, der vor Energie
strotzt. Jetzt ist das stellare Zeitalter und wir sind in der Mitte davon. Das klingt absurd. 13,8 Milliarden Jahre nach dem Urknall,
Billionen von Jahren vor dem Ende. Wie kann man sagen, man sei in der Mitte, weil das stellare Zeitalter, wie beschrieben, noch mindestens 100undert
mal so lang dauern wird wie das bisherige Universum. In diesem Sinne sind wir noch sehr früh in der kosmischen Geschichte der Sterne, aber
gleichzeitig, gleichzeitig hat das Universum seinen Pak Sternenstehung bereits überschritten. Es gibt heute weniger neue Sterne pro Jahr als vor 10
Milliarden Jahren. Das Universum hat bereits seinen produktivsten Moment der Sternproduktion hinter sich. Wenn du Sterne magst und nach dieser
Dokumentation kannst du sie kaum nicht mögen, dann ist jetzt die beste Zeit, sie zu betrachten. Nicht in einer fernen kosmischen Zukunft, wenn die Milchstraße
mit Andromeda verschmolzen ist und sich in einem langsamen Ausatmen befindet, nicht in einer noch ferneren Zeit, wenn nur noch rote Zwerge die Dunkelheit
durchbrechen. Jetzt in dieser Era, in der das Universum noch leuchtet, in der Galaxien ihre Spiralarme aufhalten, in der Sternenhaufen entstehen, in der
Supernovai explodieren, in der irgendwo in diesem Moment ein Protostern die kritische Temperatur für die Kernfusion erreicht und zum ersten Mal anfängt zu
leuchten. Jetzt aber diese Zukunft des erlöschenden Lichts führt uns zu einer Frage, die sich Astronomen in den letzten Jahrzehnten mit zunehmender
Dringlichkeit gestellt haben. Eine Frage, die nicht nur das Schicksal der Sterne betrifft, sondern das gesamte Schicksal des Universums und die eng mit
etwas zusammenhängt, das, das wir noch gar nicht erklärt haben. Dunkle Energie. Im Jahr 1998 machten zwei unabhängige Teams von
Astronomen. Eines unter Robert Kirschner und Brian Schmidt, das andere unter Saul Perlmutter. Eine Entdeckung, die so
unerwartet und so verwirrend war, daß die Forscher anfangs nicht sicher waren, ob sie einen Messfehler gemacht hatten. Sie beobachteten Supernova des Typs 1a.
Spezifische Art von Sternexplosion, die als kosmische Standardkerze fungiert, ähnlich wie die Zeppeiden, aber für viel größere Distanzen.
Typ 1 Supernova E entstehen in einem Doppelsternsystem, in dem ein weißer Zwerg so viel Masse von seinem Begleiter akkrettiert, dass
er eine bestimmte kritische Grenze, die sogenannte Schandracker Grenze bei etwa 1,4 Sonnenmassen überschreitet und in einer thermonuklearen Explosion zerstört
wird. Weil der Auslöser immer bei derselben Masse stattfindet, hat diese Explosion immer ungefähr dieselbe Leuchtkraft.
Wenn man die scheinbare Helligkeit mißt und mit der bekannten absoluten Leuchtkraft vergleicht, kann man die Entfernung berechnen. Die Astronomen
beobachteten Typ 1A Supernovai in sehr weit entfernten Galaxien und berechneten deren Entfernungen. Und sie verglichen Entfernungen mit den Entfernungen, die
man aus der Rotverschiebung und dem damals bekannten Modell der kosmischen Expansion erwartete. Die Ergebnis stimmten nicht überein. Die
Supernoval waren schwächer als erwartet. Schwächer bedeutet weiter entfernt. Weiter entfernt als erwartet bei der gemessenen Rotverschiebung bedeutet, das
Universum expandiert schneller als es sollte. Schneller als die Gravitation der gesamten Materie im Universum erlauben würde. Das Universum expandiert
nicht nur, die Expansion beschleunigt sich. Das ist das Äquivalent davon, einen Stein nach oben zu werfen und zu beobachten, wie er immer schneller nach
oben fliegt, anstatt langsamer zu werden. Die Gravitation sollte die Expansion bremsen, aber irgendetwas bremst nicht nur nicht, es beschleunigt
sogar. Dieses irgendetwas nennt man dunkle Energie. Was dunkle Energie ist, weiß niemand. Das ist keine übertriebene Aussage. Es ist kein Bereich, in dem die
Wissenschaft sagt, wir vermuten, dass es X ist. Es ist ein Bereich, in dem selbst die besten Physiker und Kosmologen der Welt sagen: "Wir haben keine
überzeugende Erklärung. Wir wissen, dass es existiert. Die Beobachtungen sind zu eindeutig, zu konsistent, zu vielfach bestätigt, um weggedacht zu werden. Aber
wir wissen nicht, was es ist. Das gebräuchlichste theoretische Konzept ist die kosmologische Konstante. Ein Term, den Einstein in die
Gleichungen seiner allgemeinen Relativitätstheorie eingeführt hatte und den er später als seinen größten Fehler bezeichnete,
weil er ihn einführte, um ein statisches Universum zu erzwingen, das gar nicht existiert. In der modernen Kosmologie ist diese kosmologische Konstante
zurückgekehrt als mathematisches Platzhalter. für die dunkle Energie. Sie könnte die Energie des Vakuums selbst repräsentieren,
eine Art Grundenergie des leeren Raums, die sich dem Gravitationszug entgegensetzt und den Raum zur Expansion treibt. Aber die Quantenfeldtheorie,
die Theorie, die das Verhalten subatomarer Teilchen beschreibt und die mit dem Konzept der Vakuumenergie arbeitet, gibt für diese Vakuumenergie
einen Wert, der um einen Faktor von zehn hochh größer ist. als die beobachtete dunkle Energie. Das ist der größte Widerspruch zwischen Theorie und
Beobachtung in der Geschichte der Physik. 10 hoch 100 bedeutet eine 1 mit 100 Nullen. Der Unterschied zwischen dem
theoretischen Wert und dem beobachteten Wert ist so riesig, dass viele Physiker sagen, entweder stimmt die Quantenfeldtheorie in einem
fundamentalen Aspekt nicht oder es gibt einen Mechanismus, der diesen Wert auf die beobachtete Größe reduziert, den wir noch nicht verstehen. Dunkle Energie
macht ungefähr 68% des gesamten Energieinhalts des beobachtbaren Universums aus. Dunkle Materie, ebenfalls rätselhaft, ebenfalls
unsichtbar, ebenfalls nur durch ihre gravitativen Auswirkungen nachweisbar, macht weitere 27% aus. normale Materie, Atome, Moleküle, Sterne, Planeten, alles
was wir sehen, anfassen, messen und verstehen können, macht nur 5% aus. 5%. Alles, worüber wir in dieser gesamten Dokumentation gesprochen haben,
Protonen, Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Sterne, Supernova, E Galaxien ist 5% des Universums. Der Rest ist dunkel, unsichtbar, unbekannt.
Das ist eine der demütigendsten Erkenntnisse, zu denen die moderne Physik gelangt ist. Wir verstehen 5% des Universums. Die restlichen 95% entziehen
sich unserem Verständnis. Wir wissen, dass sie da sind. Wir können ihre Auswirkungen messen, aber was sie sind auf einer fundamentalen Ebene, das ist
eine offene Frage. Und dunkle Energie ist deshalb so wichtig für das Schicksal der Sterne, weil sie das kosmische Endszenario maßgeblich bestimmt. Wenn
dunkle Energie konstant bleibt, wenn die kosmologische Konstante tatsächlich konstant ist, wie ihr Name suggeriert, dann wird die Expansion des Universums
weiter beschleunigen. Galaxien, die heute noch in messbaren Entfernungen liegen, werden sich immer schneller voneinander entfernen. Irgendwann, nach
einigen Billionen Jahren, werden selbst Nahgalaxien schneller als die Lichtgeschwindigkeit von uns entfernt sein. Das ist kein Widerspruch zur
Relativitätstheorie, die besagt, dass kein Objekt durch den Raum schneller als Licht reisen kann, aber der Raum selbst darf sich schneller
ausdehnen als Licht. Und wenn das passiert, dann kann das Licht dieser Galaxien uns nie mehr erreichen. Diese Galaxien sind hinter einem
kosmologischen Horizont verschwunden. In einer fernen Zukunft wird das beobachtbare Universum, der Teil des Universums, den wir prinzipiell jemals
sehen können, auf unsere eigene Galaxie und ihren nächsten Nachbarn geschrumpft sein. Alles andere ist hinter dem Horizont verschwunden. Astronomen in
dieser fernen Zukunft, falls es welche gibt, würden in einen dunklen leeren Himmel schauen, in dem kaum noch etwas sichtbar ist und hätten keine
Möglichkeit zu wissen, dass es da draußen noch Milliarden von Galaxien gibt, die sie nie sehen können. Sie würden in einem Universum leben, das
kleiner zu sein scheint als das Untere, ärmer, stiller. Und das führt zu einem Gedanken, der einem wirklich die Nacht verderben kann, wenn man ihn zu Ende
denkt. Wir haben Glück, nicht im trivialen Sinne, sondern in einem kosmologisch tiefen Sinne. Wir leben in dem Moment
der kosmischen Geschichte, in dem noch alle Karten auf dem Tisch liegen, indem das Universum noch groß genug und jung genug ist, dass wir Galaxien beobachten
können, die Milliarden von Lichtjahren entfernt sind, indem wir noch sehen können, wie die Frühzeit des Universums aussah, weil das Licht dieser fernen
Epochen gerade jetzt bei uns ankommt, indem wir noch mühsam mit unseren besten Teleskopen die Population drei Sterne erahnen
können. Diese hypothetischen ersten Sterne, aus deren Spektralsignatur wir ihre Existenz zu erschließen versuchen. In ein paar Billionen Jahren werden die
Astronomen dieser Zukunft, wenn es sie gibt, keinen kosmologischen Horizont sehen, keinen Hintergrundstrahlung, die uns Informationen über den Urknall gibt,
keinen Beweis, dass das Universum expandiert, weil alle Referenzgalaxien längst hinter dem Horizont verschwunden sind. Sie könnten für die Ewigkeit in
einem scheinbar statischen, kleinen, einsamen Universum sitzen und niemals wissen, was wir wissen. Wir sind in dem Moment, in dem man noch verstehen kann,
noch die Weite sehen kann, noch die Geschichte lesen kann. Das ist kein Sentimentalismus, das ist Kosmologie. Und dann gibt es noch eine Frage, die
überall dem schwebt. Eine Frage, die weder die Astrophysik noch die Kosmologie vollständig beantworten können. Eine Frage, die an der Grenze
zwischen Naturwissenschaft und Philosophie liegt. Warum gibt es überhaupt Sterne? Das klingt wie eine kindliche Frage. Die Antwort liegt auf
der Hand, oder? Sterne entstehen, weil Gravitation Gaswolken zusammenzieht, weil Druck und Temperatur die Fusion zünden, weil das Universum aus dem
Urknall Materie hervorgebracht hat, die sich in Sterne verwandeln konnte. Aber das ist die mechanistische Antwort, die wie Antwort. Die Warum Antwort ist
schwieriger. Sterne entstehen, weil das Universum bestimmte physikalische Konstanten hat. Die Gravitationskonstante
hat einen bestimmten Wert. Die Stärke der starken Kernkraft hat einen bestimmten Wert. Die Lichtgeschwindigkeit hat einen
bestimmten Wert. Die Ruhemasse des Protons hat einen bestimmten Wert. Die Feinstrukturkonstante, die die Stärke der elektromagnetischen
Wechselwirkung beschreibt, hat einen bestimmten Wert. Wenn auch nur eine dieser Konstanten leicht anders wäre, gäbe es keine Sterne. Wenn die
Gravitationskonstante zu schwach wäre, könnten Gaswolken nicht kollabieren. Wenn sie zu stark wäre, würden alle Sterne so massereich und so kurzlebig
sein, dass Leben keine Zeit hätte, sich zu entwickeln. Wenn die starke Kernkraft etwas schwächer wäre, könnte kein Deuterium und kein Helium existieren.
Wasserstofffusion wäre unmöglich. Wenn sie etwas stärker wäre, wären Protonen instabil und Materie, wie wir sie kennen, würde nicht existieren. Wenn der
Massendefekt bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium null wäre, wenn die Masse des Heliums exakt der Summe der Massen der vier Protonen entspr,
dann wäre die Kernfusion energieneutral. Keine Energie würde freigesetzt, keine Sterne würden leuchten. Das Universum, in dem wir leben, ist fein abgestimmt
auf die Existenz von Sternen, auf die Existenz von Licht, auf die Existenz von Leben. Das ist das sogenannte antropische Prinzip und es ist ein
philosophisch wie wissenschaftlich umstrittenes Konzept. Eine Interpretation sagt: "Natürlich ist das Universum so, dass wir es beobachten
können, denn wenn es anders wäre, würde niemand es beobachten. Das ist tautologisch, aber nicht ohne Inhalt. Eine andere Interpretation geht weiter
und postuliert ein Multiversum, einen unvorstellbar großen Ensembles von Universen mit verschiedenen physikalischen Konstanten, von denen die
meisten keine Sterne, kein Leben, keine Beobachter haben. Wir leben in einem, das Leben erlaubt, nicht weil es auserwählt wurde, sondern weil nur in
einem solchen Universum jemand sein kann, der überhaupt fragt. Das ist spekulative Physik. Es gibt keine experimentellen Belege für ein
Multiversum. Es ist eine mögliche Interpretation, keine gesicherte Theorie. Aber es zeigt, wie tief die Frage nach den Sternen reicht, wie weit
über die Kernphysik und die Astrophysik hinaus sie führt in die Grundlagen des Seins. Warum gibt es Sterne? Weil die Naturgesetze so sind, wie sie sind.
Warum sind die Naturgesetze so, wie sie sind? Das weiß niemand. Das ist vielleicht die ehrlichste und gleichzeitig aufregendste Aussage, die
die Physik machen kann. Nicht wir haben die Antwort, sondern wir haben die Frage. Und die Frage ist so tief, dass sie alle Antworten, die wir bisher
gegeben haben, überragt. Die Sterne leuchten seit Milliarden von Jahren in Milliarden von Galaxien. Sie leuchten, weil Kernfusion Energie
freisetzt, weil Gravitation sie erschafft, weil Quantenmechanik ermöglicht, was klassische Physik verbietet, weil der Massendefekt Masse
in Energie verwandelt, weil das Universum aus einem winzigen, unvorstellbar heißen Punkt entstanden ist und sich seitdem expandiert, kühlt
und kondensiert in Galaxien, Sterne, Planeten, Meere, Moleküle, Zell Gedanken. Sie leuchten, damit du sie sehen kannst. Nicht in einem
teleologischen kosmischen Masterplansinne, sondern im Sinne der Kausalität. Die Sterne haben das Material produziert,
aus dem du bestehst. Die Sterne haben die Energie geliefert, die das Leben auf der Erde antreibt. Die Sterne haben im buchstäblichsten, materialsten,
physikalischsten Sinne dazu beigetragen, dass du da bist. Und sie leuchten jetzt noch in diesem Moment. Während du das hörst oder liest oder siehst, während du
atmest, während du denkst, während du vielleicht zum Fenster gehst und nach draußen schaust, ob der Himmel klar ist. Es gibt eine Zahl, die mich immer wieder
innerhalten lässt. Ungefähr 10 hoch 24 Sterne leuchten gerade jetzt im beobachtbaren Universum. Das ist ungefähr die Anzahl der Sandkörner auf
der Erde multipliziert mit 7.000. Jeder dieser Sterne hat einen Kern, in dem Protonen im langsamen geduldigen Tanz der Protonprotonkette fusionieren.
In jedem dieser Kerne in diesem Moment werden Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium und dabei entsteht Licht. hochz Sterne gleichzeitig
und wir haben eine kleine blaue Welt um einen von ihnen, einen ruhigen, mittelgroßen gelblichen G-stern und wir haben Augen entwickelt, die genau das
Licht sehen können, dass dieser Stern aussendet und wir haben Gehirne entwickelt, die neugierig genug sind, um zu fragen, warum. Das ist keine
Selbstverständlichkeit, das ist ein Wunder. Nicht das Wunder der Übernatürlichkeit, sondern das Wunder der
Unwahrscheinlichkeit, das Wunder dessen, dass es so viele Möglichkeiten gab, wie das Universum hätte sein können. Und es ist so, dass
wir da sind, um es zu betrachten. Sterne werden noch leuchten, lange, nachdem wir gegangen sind. Rote Zwerge werden in Billionen von Jahren ihre ruhige,
unsichtbare Glutaufrech erhalten. Das Universum wird sich weiter ausdehnen, das Licht wird dünner werden, die Galaxien werden verschwinden und
irgendwann in einer Zeit so weit jenseits aller menschlichen Vorstellungskraft, dass selbst Zahlen mit 100 Nullen nicht
reichen, wird das letzte Licht des letzten Sterns erlöschen. Aber das ist nicht jetzt. Jetzt ist das stellare Zeitalter. Jetzt leuchten zehn hochz
Sterne gleichzeitig. Jetzt fließt das Licht der Sonne durch dein Fenster. Jetzt kannst du nach draußen gehen und Sterne sehen.
Beteiguze, rötlich und sterbend, Riegel, blau und jung und zwischen ihnen Millionen anderer. Jeder ein eigenes Leben, jeder eine eigene Geschichte.
Jetzt und nirgendwo steht geschrieben, dass man in diesem Moment nicht innerhalten und staunen darf. Das ist vielleicht die wichtigste Lektion, die
Sterne uns geben können. Nicht nur die Physik der Kernfusion, nicht nur die Geschichte der Elemente, nicht nur die Melancholie des kosmischen Endes,
sondern die ganz konkrete körperliche, präsente Erfahrung des Staunens, die Erfahrung in einer klaren Nacht nach oben zu schauen und zu wissen, wirklich
zu wissen, nicht nur zu glauben, dass jeder dieser Punkte eine Welt für sich ist, dass sie aus demselben Material bestehen wie du, dass die Milliarden von
Jahren alt sind und noch Milliarden vor sich haben, dass ihr Licht eine Reise gemacht hat, die dein Leben und alle Leben vor dir überdauert hat. Das
Universum ist alt, es ist groß, es ist dunkel, aber es leuchtet. Und solange es leuchtet, ist da etwas, das verstanden werden kann. etwas, das uns antreibt,
Teleskope zu bauen und Gleichungen zu lösen und in klaren Nächten hinauszugehen und nach oben zu schauen, obwohl es kalt ist und obwohl die Couch
bequemer wäre. Sterne leuchten, weil das Universum sie dazu bringt und wir schauen nach oben, weil die Sterne uns dazu gebracht haben. Das ist keine
Metapher, das ist Evolution. Das Licht der Sterne hat das Leben auf der Erde angetrieben und das Leben auf der Erde hat Wesen hervorgebracht, die
zurückschauen und fragen: "Wir sind das Universum, das sich selbst betrachtet." Und das von all den Dingen, die wir in diesen 13 Kapiteln gelernt haben, ist
vielleicht das erstaunlichste von allem. Ich habe in dieser Dokumentation viele Fakten erzählt über Proton, Protonketten und hydrostatisches Gleichgewicht, über
Massendefekte und Kernfusion, über weiße Zwerge und Supernova über die Lichtlaufzeit und den Random Walk von Photonen durch das Stern innere. Aber
das Wichtigste, was ich sagen möchte, ist etwas anderes. Die Wissenschaft hat das Leuchten der Sterne erklärt. Sie hat die Physik dahinter entblößt und das ist
wunderbar. Wirklich wunderbar, denn dieses Wissen fügt etwas hinzu. Es macht den Anblick des Sternenhimmels nicht kleiner, es
macht ihn größer. Wenn ich jetzt einen Stern sehe und weiß, dass in seinem Inneren gerade jetzt in diesem Moment vier Protonen zu einem Heliumkern
fusionieren und dass dabei ein winziger Bruchteil der Masse als Energie freigesetzt wird und dass diese Energie über 100.000 Jahre durch das Sterninnere
wandert, bevor sie als Licht in den Weltraum entlassen wird und dass dieses Licht dann jahrelang oder jahrhundertelang durch den leeren Raum
reißt, bevor es mein Auge trifft. Wenn ich das weiß, dann ist dieser kleine glitzernde Punkt am Himmel kein simpler Lichtpunkt mehr. Er ist eine Geschichte,
eine Geschichte aus dem Inneren der Materie, aus den Tiefen der Physik, aus der Geschichte des Universums und ich bin Teil dieser Geschichte.
Du bist Teil dieser Geschichte. Jeder Mensch, der jemals gelebt hat, ist Teil dieser Geschichte, weil die Atome in unseren Körpern einmal in einem Stern
waren. Weil das Licht, das wir sehen, aus einem Prozess kommt, der so fundamental ist, dass es ohne ihn keine Planeten gäbe, kein Wasser, keine Erde,
kein Leben. Die Sterne leuchten nicht für uns. Sie wissen nichts von uns. Sie sind keine romantischen Symbole oder mystische Zeichen. Sie sind
physikalische Prozesse von gewaltiger Größe und Energie. Und genau deshalb sind sie so tief beeindruckend. nicht trotz der Wissenschaft wegen ihr. Das
Universum braucht keine Magie, um zu begeistern. Es ist ohne Magie schon genug. Wenn du in dieser Nacht nach draußen gehst oder in der nächsten oder
wann immer sich der Himmel öffnet und die Sterne erscheinen, dann nimm dir einen Moment, schau nach oben und denk daran, was diese winzigen Lichtpunkte
wirklich sind. Öfen aus Plasma und Kernphysik, Milliarden von Kilometer entfernt, die seit Jahr Milliarden brennen und durch
ihr Brennen die Elemente erschaffen haben, aus denen du gemacht bist. Das ist kein kleines Wunder. Das ist das größte Wunder, das die Naturwissenschaft
je aufgedeckt hat. Wenn dir diese Dokumentation etwas gegeben hat, einen neuen Blick auf die Sterne, eine neue Schicht im Verständnis
des Universums, einen Moment der Stille und des Staunens, dann war sie ihr Ziel wert. Wissenszeit ist ein Kanal für alle, die mehr wollen, mehr Tiefe, mehr
Kontext, mehr von diesem Gefühl, wenn ein Rätsel sich öffnet und man erkennt, wie groß die Welt wirklich ist. Wenn du das genauso empfindest, abonniere den
Kanal, teile diese Dokumentation mit jemandem, den du magst und hinterlasse uns gerne einen Kommentar. Wo bist du gerade, wenn du das hörst? Welche
Uhrzeit ist es bei dir? Kannst du die Sterne sehen? Wir sind neugierig auf dich. Bis zur nächsten Nacht, bis zur nächsten Geschichte, bis zur nächsten
Frage, die größer ist als ihre Antwort. M.

Zum Nachlesen

SternSterne entstehen aus Gaswolken – in bestimmten Gebieten (H-II-Gebiet) aus gasförmigen Molekülwolken – durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen. Sie … SonneDie durch die Sonnenstrahlung freigesetzte Energie beruht auf der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, das sogenannte Wasserstoffbrennen in der Proton-Proton- … SternentstehungAls Sternentstehung bezeichnet man allgemein jene Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus dem kollabierenden Kern einer … KernfusionFusionsreaktionen können exotherm (Energie abgebend) oder endotherm (Energie aufnehmend) sein. Exotherme Fusionsreaktionen können die hohen Temperaturen …