Stern-Entstehung und Stern-Entwicklung

Sterne werden aus riesigen Gas- und Staubwolken geboren, aus der sog. interstellaren Materie, die grösstenteils aus Wasserstoff besteht. Durch die gegenseitige Anziehung der Masseteilchen bilden sich besonders starke Verdichtungen aus Gas. Protosterne entstehen, die noch relativ kühl sind (bis 1000°C).

Aufgrund der Schwereanziehung seiner Teilchen zieht sich ein Protostern stetig zusammen, wodurch und die Temperatur im Sterneninneren ansteigt. Ein Protostern mit der Masse unserer Sonne, erreicht nach 10 Millionen Jahren ungefähr 10 Millionen Grad Temperatur. Hier beginnt die Kernfusion, das sog. Wasserstoff-Brennen, bei der Wasserstoff zu Helium verschmilzt.

Im Zentrum unserer Sonne herrschen heute etwa 15 Millionen Grad. Während der letzten 5 Milliarden Jahren hat die Sonne etwa die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. In weiteren 5 Milliarden Jahren endet dann das sog. stabile Stadium der Sonne. Der gesamte Wasserstoffvorrat ist dann in Helium umgewandelt.

Über einen Zeitraum von weiteren 2 Milliarden Jahren bläht sich die Sonnen zu einem sog. Roten Riesen auf und die Verbrennung des Heliums beginnt. Schwerere Elemente werden nun durch die Helium-Verbrennung gebildet.

Findet nach mehreren Milliarden Jahren keine Kernfusion mehr statt, zieht der schwerere Kern zunehmend Masse aus der Sternenhülle ab. Erreicht ein Stern durch die Kontraktion eine Grösse von 1,4 Sonnenmassen, der sog. Chandrasekhar-Grenze, kollabiert der Stern im Bruchteil von einer Sekunde.

Die Energie dieses Kollapses führt zur Supernova-Explosion der Sternenhülle. Die abgesprengte Sternenhülle bildet dabei oft einen Ring aus Sternenstaub, einen planetarischen Nebel aus interstellarer Materie, der vom Explosionszentrum nach aussen driftet. Im Zentrum ist durch die Supernova-Explosion ein Stern von relativ geringer Grösse, aber einer enorm hohen Dichte entstanden, ein sog. Neutronenstern.

Wenn die Masse eines Sterns vor der letzten Kollapsphase unter 1,4 Sonnenmassen liegt, bläht sich der Stern in seiner Sterbephase zu einem Roten Riesen auf, der dann zu einem Weissen Zwerg kollabiert. Ein Weisser Zwerg kühlt mit der Zeit ab und wird zu einem Schwarzen Zwerg. Dieser ist dann am Sternenhimmel nicht mehr optisch sichtbar.

Ein Stern mit mehr als 2,5 Sonnenmassen nach der Supernova-Explosion kollabiert unter seinem eigenen Gewicht weiter und erreicht irgendwann eine kritische Grösse, bei der die Fluchtgeschwindigkeit gerade gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. Ein Schwarzes Loch entsteht.