Das Leben der Sterne

Sterne werden in gewaltigen Gas- und Staubwolken geboren, den sogenannten Nebeln. Diese Wolken bestehen überwiegend aus Wasserstoff — dem einfachsten und häufigsten Element im Universum — vermischt mit Helium und Spuren schwererer Elemente, die frühere Sterngenerationen hinterlassen haben.

Ein Nebel kann Millionen von Jahren ruhig vor sich hin driften. Dann stört ihn etwas: eine Schockwelle einer nahen Supernova, eine Kollision mit einer anderen Wolke oder die Gezeitenwirkung eines vorbeiziehenden Sterns. Gasnester beginnen, unter ihrer eigenen Schwerkraft zu kollabieren. Während das Material nach innen fällt, heizt es sich auf und rotiert zu einer abgeflachten Scheibe. Im Zentrum steigen Druck und Temperatur unaufhörlich.

Dieser kollabierende Kern wird Protostern genannt. Er leuchtet im infraroten Licht — warm, aber noch kein echter Stern. Das Protostern-Stadium kann für eine massereiche Wolke etwa 100 000 Jahre dauern, für eine kleine bis zu einigen zehn Millionen Jahren.

Wenn die Kerntemperatur etwa 10 Millionen Kelvin erreicht, beginnt die Fusion von Wasserstoffkernen. Ein Stern ist geboren.

Ein Stern ist ein gigantischer Fusionsreaktor. Tief in seinem Kern sind Temperatur und Druck so extrem, dass Wasserstoffkerne (Protonen) gezwungen werden, sich zu Helium zu verbinden. Dieser Vorgang heißt Kernfusion, und er setzt eine erstaunliche Menge Energie frei.

Der entscheidende Punkt ist: Ein Heliumkern wiegt etwas weniger als die vier Protonen, aus denen er entstand. Diese fehlende Masse — etwa 0,7 % — wird direkt in Energie umgewandelt, gemäß Einsteins berühmter Gleichung.

Weil die Lichtgeschwindigkeit (c) gewaltig ist, erzeugt schon eine winzige Menge Masse eine enorme Menge Energie.

Die Fusionsketten

Sobald die Wasserstofffusion zündet, tritt ein Stern in die längste und stabilste Phase seines Lebens ein: die Hauptreihe. Das ist kein physischer Ort — es ist ein Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm (dazu gleich mehr), auf dem Sterne den weitaus größten Teil ihrer Existenz verbringen.

Während dieser Phase befindet sich der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht: Der nach außen gerichtete Druck der Fusionsenergie balanciert exakt den nach innen gerichteten Zug der Schwerkraft. Solange Wasserstoffbrennstoff im Kern vorhanden ist, hält dieses Gleichgewicht und der Stern leuchtet gleichmäßig.

Die Masse entscheidet alles

Die Masse eines Sterns bei seiner Geburt ist der wichtigste Einzelfaktor seines Lebens. Sie bestimmt, wie heiß der Stern brennt, in welcher Farbe er leuchtet, wie lange er lebt und wie er letztlich stirbt.

Die Sonne ist ein G2V-Stern mit einer Hauptreihen-Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren — sie ist etwa auf halbem Weg. Die massereichsten O-Sterne verbrennen ihren Brennstoff in nur wenigen Millionen Jahren, während die lichtschwächsten Roten Zwerge alle anderen Sterne der Galaxie überdauern werden.

Zerlegt man Sternenlicht mit einem Prisma oder einem Beugungsgitter, erhält man ein Spektrum — einen Regenbogen, durchzogen von dunklen Linien. Diese Absorptionslinien sind Fingerabdrücke der chemischen Elemente in der Sternatmosphäre. Jedes Element absorbiert Licht bei bestimmten Wellenlängen und hinterlässt charakteristische Lücken.

Anfang des 20. Jahrhunderts klassifizierten Astronomen in Harvard — viele von ihnen Frauen, insbesondere Annie Jump Cannon — Hunderttausende von Sternspektren in einer Reihenfolge, die auf der Stärke ihrer Wasserstofflinien basierte. Nach einer Neuanordnung nach Temperatur entstand die moderne Sequenz:

Die klassische Eselsbrücke lautet "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me". Jeder Buchstabe ist weiter in 0–9 unterteilt (innerhalb der Klasse von heißesten bis kühlsten), sodass die Sonne G2 ist und Vega A0.

Leuchtkraftklassen

Ein römischer Zahlensuffix verrät die Größe und den Entwicklungszustand des Sterns:

• Ia, Ib — Überriesen (z. B. Betelgeuse, Rigel)
• II — Helle Riesen
• III — Riesen (z. B. Arcturus, Aldebaran)
• IV — Unterriesen
• V — Hauptreihen-Zwerge (z. B. die Sonne = G2V, Sirius = A1V)
• VI — Unterzwerge
• VII — Weiße Zwerge

Wenn du also M1.5Iab neben Betelgeuse siehst, weißt du, dass es sich um einen kühlen Roten Überriesen handelt. Dieser eine Code kodiert Temperatur, Farbe und Entwicklungsstufe.

Schwarzkörperstrahlung — warum heißere Sterne blauer sind

Jeder heiße Körper strahlt Licht über einen Wellenlängenbereich ab, der durch das Plancksche Gesetz beschrieben wird. Je heißer der Stern, desto kürzer (blauer) die maximale Wellenlänge. Deshalb erscheinen O-Sterne blau-weiß und M-Sterne rot — reine Physik, kein Filter.

Absorptionsspektren — chemische Fingerabdrücke

Jedes chemische Element absorbiert Licht bei bestimmten Wellenlängen. Indem man untersucht, welche Absorptionslinien auftreten und wie stark sie sind, können Astronomen die chemische Zusammensetzung, die Temperatur und sogar die Radialgeschwindigkeit eines Sterns (per Dopplerverschiebung) zu uns hin oder von uns weg bestimmen.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HR-Diagramm) ist eines der wichtigsten Werkzeuge der gesamten Astrophysik. Unabhängig voneinander um 1910 vom dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung und dem amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell entwickelt, trägt es Sterne nach zwei Eigenschaften auf:

Trägt man Tausende von Sternen ein, verteilen sie sich nicht zufällig. Stattdessen sammeln sie sich in klar abgegrenzten Regionen:

• Die Hauptreihe — Ein breites diagonales Band, das von links oben (heiß, leuchtstark) bis rechts unten (kühl, leuchtschwach) verläuft. Etwa 90 % aller Sterne liegen hier und fusionieren gleichmäßig Wasserstoff. Die Sonne sitzt genau in der Mitte.
• Roter-Riesen-Ast — Oben und rechts von der Hauptreihe. Sterne, die ihren Kernwasserstoff verbraucht haben und sich enorm ausgedehnt haben. Kühl, aber durch ihre riesige Oberfläche sehr leuchtstark.
• Überriesen-Region — Ganz oben im Diagramm. Seltene, extrem leuchtstarke Sterne, die heiß oder kühl sein können. Die massereichsten Sterne in ihren finalen Entwicklungsstufen.
• Weißer-Zwerg-Region — Unten links. Die freigelegten Kerne toter massearmer Sterne: sehr heiß, aber winzig, daher ist ihre Gesamt-Leuchtkraft gering.

Die Schönheit des HR-Diagramms liegt darin, dass die Position eines Sterns seine Lebensgeschichte erzählt. Während ein Stern sich entwickelt, wandert er durch das Diagramm: auf der Hauptreihe geboren, aufsteigend zum Riesenast und schließlich als Weißer Zwerg zur Ruhe kommend (oder als Supernova explodierend bei den massereichsten).

Wenn ein Hauptreihenstern den Wasserstoff in seinem Kern erschöpft hat, zieht sich der Kern unter der Schwerkraft zusammen und heizt sich auf. Die Wasserstofffusion läuft in einer Schale um den inerten Heliumkern weiter. Diese zusätzliche Energie lässt die äußeren Schichten sich ausdehnen und abkühlen — der Stern bläht sich zu einem Roten Riesen auf.

Bei Sternen, die mit mehr als etwa 8 Sonnenmassen geboren werden, geht die Ausdehnung noch weiter. Sie werden zu Überriesen — zu den größten Objekten im Universum. Betelgeuse im Orion, ein Roter Überriese, hat einen Radius, der etwa 700–1000-mal so groß ist wie der der Sonne.

Im Inneren dieser aufgeblähten Sterne passieren dramatische Dinge. Die Kerntemperatur steigt immer weiter, bis die Fusion von Helium zu Kohlenstoff zündet (der Triple-Alpha-Prozess). In den massereichsten Überriesen läuft die Fusion durch immer schwerere Elemente weiter und baut eine zwiebelartige Struktur aus konzentrischen Brennschalen auf: außen Wasserstoff, dann Helium, Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff, Silizium und schließlich ein Eisenkern im Zentrum.

Sterne mit weniger als etwa 8 Sonnenmassen (einschließlich der Sonne) beenden ihr Leben sanft — jedenfalls nach stellaren Maßstäben. Nach der Roten-Riesen-Phase sind die äußeren Schichten des Sterns nur noch lose gebunden. Energiepulse aus der instabilen heliumbrennenden Schale stoßen diese Schichten in den Raum aus und bilden eine leuchtende Gashülle, einen planetarischen Nebel.

Der Name ist irreführend — planetarische Nebel haben nichts mit Planeten zu tun. William Herschel prägte den Begriff in den 1780er Jahren, weil ihn ihre runden, grünlichen Scheibchen im Teleskop an den Planeten Uranus erinnerten.

Was im Zentrum zurückbleibt, ist der freigelegte Kern: ein Weißer Zwerg, extrem heiß (anfänglich bis zu 200 000 K), aber nur etwa erdgroß. Seine Ultraviolettstrahlung ionisiert das ausgestoßene Gas und bringt es in schönen Farben zum Leuchten — Sauerstoff erzeugt das charakteristische Grün-Blau, Stickstoff ergibt Rot, und Wasserstoff steuert Rosa bei.

Planetarische Nebel gehören zu den fotogensten Objekten am Himmel. Sie bestehen nur etwa 20 000 Jahre, bevor sie sich im interstellaren Medium auflösen — ein kosmischer Wimpernschlag —, aber zu jedem Zeitpunkt sind Tausende davon in unserer Galaxie sichtbar.

Sterne mit mehr als etwa 8 Sonnenmassen erwartet ein weitaus dramatischeres Ende. Nachdem sie immer schwerere Elemente verbrannt haben, besteht der Kern schließlich aus Eisen. Eisen ist das Ende der Fahnenstange: Die Fusion von Eisenkernen setzt keine Energie frei — sie verbraucht sie. Ohne Energiequelle, die den Kern stützt, gewinnt die Schwerkraft.

Innerhalb eines Sekundenbruchteils kollabiert der Eisenkern. Elektronen werden in Protonen hineingepresst, es entstehen Neutronen und eine Flut von Neutrinos wird freigesetzt. Der innere Kern wird auf nukleare Dichte komprimiert — ein Teelöffel voll würde etwa eine Milliarde Tonnen wiegen. Dann prallt er zurück und schickt eine Schockwelle durch die noch nachfallenden äußeren Schichten.

Das Ergebnis ist eine Kernkollaps-Supernova (Typ II) — eines der energiereichsten Ereignisse im Universum. Für einige Wochen kann ein einzelner explodierender Stern seine gesamte Heimatgalaxie überstrahlen und dabei mehr Energie abgeben, als die Sonne in ihrer gesamten 10 Milliarden Jahre langen Lebensdauer produzieren wird.

Die Explosion schleudert die äußeren Schichten des Sterns mit tausenden Kilometern pro Sekunde ins All und reichert das interstellare Medium mit schweren Elementen an. Nahezu jedes Element, das schwerer ist als Eisen — Gold, Platin, Uran — wurde unter den extremen Bedingungen einer Supernova oder der manchmal folgenden Neutronensternverschmelzungen geschmiedet.

Was nach dem Tod eines Sterns zurückbleibt, hängt davon ab, wie massereich er war:

Fast jede Phase der Sternentwicklung lässt sich durch ein Amateurteleskop beobachten. Hier ist eine Rundreise durch das Leben der Sterne, die du noch heute Nacht sehen kannst:

• Sternentstehung — Der Orionnebel (M42) und der Lagunennebel (M8) sind aktive Sternenwiegen voller neugeborener Sterne.
• Hauptreihensterne — Schau dir Sirius (A1V, blauweiß), Procyon (F5IV-V, gelblichweiß) oder die Sonne selbst (G2V) an. Achte im Teleskop auf die Farbunterschiede.
• Rote Riesen — Arcturus (K1.5III) und Aldebaran (K5III) zeigen das unverkennbare orangerote Glühen eines Riesensterns. Betelgeuse (M1.5Iab) ist ein Roter Überriese, dessen Helligkeit sichtbar schwankt, während seine äußeren Schichten pulsieren.
• Planetarische Nebel — Der Ringnebel (M57) zeigt den geisterhaften Ring aus abgestoßenem Gas mit einem Weißen Zwerg im Zentrum. Die Hantel (M27) ist größer und leichter zu finden.
• Supernova-Überreste — Der Krebsnebel (M1) ist die sich ausdehnende Trümmerwolke eines Sterns, der vor fast tausend Jahren explodierte. Der Cirrusnebel (NGC 6960) im Schwan ist ein zarter Bogen aus einer Supernova vor etwa 8 000 Jahren — mit einem OIII-Filter atemberaubend.
• Sternhaufen — Offene Sternhaufen wie die Plejaden (M45) enthalten junge, heiße blaue Sterne. Kugelsternhaufen wie M13 beherbergen uralte Rote Riesen — einige der ältesten Sterne der Galaxie, über 10 Milliarden Jahre alt.