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Sterne durchlaufen ein langes, aber nichtsdestotrotz endliches Leben. Sie werden aus Gaswolken geboren und beschreiten je nach Sterntyp einen unterschiedlichen Entwicklungspfad bevor sie sterben.
Sterngeburt
Die treibende Kraft bei der Entstehung eines Sterns ist die Gravitationskraft. Mit der Gravitation hält uns die Erdkugel auf ihrer Oberfläche oder verursacht der Mond die Gezeiten in den Ozeanen. Grosse Massen können also eine ungemein starke Anziehungskraft ausüben und dies spielt bei der Geburt von Sternen eine entscheidene Rolle: Im interstellaren Medium befindet sich Gas, dass sich zu riesigen Wolken, meist aus Wasserstoff, verdichten kann. Eine solche Gaswolke kann dabei mehrere 1000 Sonnenmassen schwer sein. Wird die kritische Dichte der Wolke überschritten, beginnt sie zu kollabieren; das vorhandene Gas wird komprimiert. Der Kollaps verläuft umso schneller, je höher die Dichte des Gases ist, daher beginnen bald Substrukturen innerhalb der Wolke zu kollabieren. Dieser Prozess verläuft schneller als der Gesamtkollaps und führt dazu, dass die Wolke fragmentiert wird. Aus einem Fragment entsteht schliesslich ein Protostern. Dieser ist noch kein richtiger Stern, da die Kernfusion in seinem Innern noch nicht eingesetzt hat. Ein Protostern befindet sich allerdings im hydrostatischen Gleichgewicht, das heisst, der innere Gasdruck hält nun der Gravitationskraft so stark entgegen, dass sich die beiden Kräfte aufheben und das Objekt nicht weiter komprimiert wird.
Sternenleben und Tod
Nun beginnen sich die Lebenswege der gerade entstandenen Protosterne bereits zu trennen. Je nachdem welche Masse sie angesammelt haben, nimmt ihre Entwicklung einen ganz unterschiedlichen Verlauf. Die Prozesse in den verschiedenen Lebensphasen eines Sterns sind komplex. Die Entwicklung wird hier etwas vereinfacht dargestellt.
Ist die Masse des Protosterns sehr gering (kleiner als etwa 0.08 Sonnenmassen), so werden in seinem Innern nicht genügend hohe Temperaturen für eine Kernfusion erreicht. Ein solcher Stern beginnt also gar nie zu leuchten, sondern kontrahiert zu einem planet-ähnlichen Gebilde, welches als Brauner Zwerg bezeichnet wird.
Leichte Sterne (etwa 0.08 bis 0.26 Sonnenmassen) verbringen ihr gesamtes Leben mit der Umsetzung ihres Wasserstoffs in Helium. Nachdem sie ihren Wasserstoff aufgebraucht haben, kontrahieren sie zu sogenannten Weissen Zwergen, die allmählich erkalten und schliesslich erlöschen.
Mittlere Sterne (etwa 0.26 bis 8 Sonnenmassen) setzen zunächst den Kern-Wasserstoff in Helium um. Später wird das Wasserstoffbrennen in der Schale um den Heliumkern fortgesetzt. Der äussere Teil des Sterns dehnt sich aus; seine Riesenphase beginnt. Im Kern kommt es dann zu einer schlagartigen Entzündung des Heliums (Helium Flash). Nach der vollständigen Umsetzung des zentralen Heliums zu Kohlenstoff wird das Heliumbrennen wiederum in den Schalen fortgesetzt. Die äusseren Schichten des Riesen-Sterns werden schliesslich abgestossen. Aus der losgelösten Hülle bildet sich ein Planetarischer Nebel. Der Stern im Innern des Nebels entwickelt sich zu einem Weissen Zwerg.
Bei massiven Sternen (etwa 8 bis 15 Sonnenmassen) verlaufen die Fusionsprozesse insgesamt wesentlicher schneller. Der entstandene Kohlenstoffkern kann sich schlagartig entzünden (Kohlenstoff Flash), was dazu führen kann, dass der ganze Stern explodiert. Man spricht dann von einer Supernova.
Supermassiven Sternen (über 15 Sonnenmassen) gelingen vor ihrem Ende noch weitere Fusionsschritte, sodass am Ende ein Eisenkern, gefolgt von Schalen aus Silizium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Helium und ganz aussen Wasserstoff übrigbleibt. Da Eisen am Ende der Reaktionskette steht, sind die zentralen Energiequellen des Sterns nun erschöpft und der Eisenkern kollabiert zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch. Auch hier markiert eine Supernova, ausgelöst durch den Kern-Kollaps, das Ende des Sterns.