Die Masse gibt den Sterntakt vor: Warum manche Sterne Millionen, andere Billionen Jahre leben

Sterne haben nicht alle dieselbe Uhr. Laut der Erklärung der NASA kann ihre Lebensdauer von einigen Millionen bis zu Billionen Jahren reichen, und die Masse hilft, diesen Unterschied zu erklären. Masseärmere Sterne verbrauchen ihren Brennstoff über einen längeren Zeitraum; sehr massereiche Sterne verbrennen ihn schneller und müssen Energie in höherem Tempo erzeugen, um ihrem eigenen Gewicht entgegenzuwirken.

Der Unterschied in der Lebensdauer hängt mit einem weiteren zusammen: Sterne enden nicht alle auf dieselbe Weise. Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, hängt die weitere Entwicklung stark von der Masse ab. Manche massearmen Sterne werden zu Riesen und hinterlassen einen Weißen Zwerg. Bei den hier beschriebenen massereichen Sternen löst der Kollaps des Kerns eine Supernova aus und hinterlässt einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Die Entstehung: Gas, Staub und Schwerkraft

Sterne beginnen sich in großen Gas- und Staubwolken zu bilden, die Molekülwolken genannt werden. Die NASA gibt an, dass sie zwischen dem 1.000- und dem 10-Millionenfachen der Masse der Sonne haben und sich über Hunderte von Lichtjahren erstrecken können. Sie sind kalt – eine Bedingung, die dazu beiträgt, dass sich das Gas in Bereichen hoher Dichte sammelt.

Einige Materieansammlungen stoßen zusammen oder sammeln zusätzliche Materie an. Wenn ihre Masse zunimmt, wächst auch ihre Gravitationskraft; schließlich führt die Schwerkraft dazu, dass einige dieser Ansammlungen kollabieren. Reibung erhitzt das Material und lässt einen Protostern entstehen, einen Stern in der Entstehung. Anfangs stammt der größte Teil der Energie eines Protosterns aus der Wärme, die bei diesem ersten Kollaps freigesetzt wird.

Fusion erhält die längste Phase

Nach Millionen von Jahren ermöglichen der enorme Druck und die hohen Temperaturen im Kern, dass sich Wasserstoffkerne zu Helium verbinden. Dieser Vorgang heißt Kernfusion. Die dabei freigesetzte Energie erhitzt den Stern und trägt dazu bei, seinen weiteren Kollaps unter dem Einfluss der Schwerkraft zu verhindern.

Sterne, die stabil Wasserstoff zu Helium fusionieren, befinden sich auf der Hauptreihe, der längsten Phase ihres Lebens. Während dieser Phase verändern sich ihre Leuchtkraft, Größe und Temperatur über Millionen oder Milliarden von Jahren langsam. Die Sonne befindet sich ungefähr in der Mitte dieser Phase.

Wegen der Masse dauert diese Zeitspanne nicht bei allen Sternen gleich lang. Das Gas eines Sterns ist sein Brennstoff, und laut NASA bestimmt die Masse, wie schnell er ihn verbraucht. Masseärmere Sterne verbrennen ihren Brennstoff länger und sind lichtschwächer und kühler als sehr massereiche Sterne. Letztere müssen ihn schneller verbrennen, um die Energie zu erzeugen, die sie benötigen, um sich zu halten. Daher können manche massearmen Sterne Billionen Jahre leuchten, während manche massereichen Sterne nur wenige Millionen Jahre leben.

Wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist

Zu Beginn des Endes eines Sternlebens ist im Kern kein Wasserstoff mehr vorhanden, der in Helium umgewandelt werden kann. Der durch die Fusion erzeugte Druck hatte der Tendenz der Schwerkraft entgegengewirkt, die Materie zusammenzuziehen; geht dieses Gleichgewicht verloren, beginnt der Kern zu kollabieren. Während er sich zusammenzieht, steigen seine Temperatur und sein Druck, und der Stern dehnt sich allmählich aus. Von da an hängt das Ende stark von der Masse ab.

Bei einem massearmen Stern kann sich die Atmosphäre weiter ausdehnen, bis der Stern zu einem Unterriesen oder Riesen wird. Währenddessen wandelt die Fusion im Kern Helium in Kohlenstoff um. Die NASA weist darauf hin, dass dies in mehreren Milliarden Jahren auch das Schicksal der Sonne sein wird. Manche Riesen werden instabil, pulsieren und stoßen regelmäßig einen Teil ihrer Atmosphäre aus. Schließlich verteilen sich ihre äußeren Schichten als expandierende Gas- und Staubwolke, die planetarischer Nebel genannt wird. Der verbleibende Kern ist ein Weißer Zwerg, ein stellaren Überrest von ungefähr der Größe der Erde, der sich im Laufe von Milliarden Jahren allmählich abkühlt.

Das explosive Ende mancher massereicher Sterne

Massereiche Sterne können weitere Fusionsphasen durchlaufen. Kohlenstoff wird in schwerere Elemente wie Sauerstoff, Neon und Magnesium umgewandelt, die dem Kern als Brennstoff dienen. Bei den größten Sternen setzt sich die Kette fort, bis Silizium zu Eisen fusioniert. Jeder neue Brennstoff reicht kürzer als der vorherige, und der von der NASA beschriebene Prozess dauert nur wenige Millionen Jahre.

Wenn Silizium zu Eisen umgewandelt wird, geht dem Stern innerhalb weniger Tage der Brennstoff aus. Für die Fusion von Eisen zu schwereren Elementen wird Energie benötigt, statt freigesetzt zu werden. In dem von der NASA beschriebenen Szenario kollabiert der Eisenkern, bis die Kräfte zwischen den Kernen den Kollaps stoppen und einen Rückprall auslösen. Dadurch entsteht eine Stoßwelle, die den Stern durchquert: Die daraus resultierende Explosion ist eine Supernova. Der Kern überlebt als extrem dichter Überrest, der ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein kann.

Eine Sterngeneration nährt die nächste

Das Ende eines Sterns trägt auch zur Entstehung anderer Sterne bei. Das von Supernovae und anderen stellaren Ereignissen ausgestoßene Material reichert künftige Molekülwolken an und kann in neue Sterngenerationen eingehen. So verbindet der von der NASA beschriebene Kreislauf die Entstehung in Gas- und Staubwolken mit Fusion, Überresten und Materie, die in den Weltraum zurückkehrt.

Der zentrale Gedanke ist, dass die Masse den Sterntakt reguliert: Sie beeinflusst, wie schnell der Brennstoff verbraucht wird, und welchen Weg ein Stern einschlägt, wenn der Wasserstoff in seinem Kern aufgebraucht ist. Die beschriebenen Entwicklungswege sind nicht bei allen Sternen gleich; ihre letzten Phasen hängen stark von ihrer Masse ab.