Jeden Tag geht für uns die Sonne auf und wieder unter (perspektivisch). Doch was ist dieser riesen Feuerball da über unseren Köpfen eigentlich? Klar, es ist ein Stern – genauer ein Hauptreihenstern. In diesem Artikel geht es um den Lebenszyklus eines Sterns, von der Geburt bis zu seinem Erlöschen. 

Quelle:Pixabay.com 

Die Sternentstehung

Alles beginnt im „Nebel“ – so werden bestimmte Bereiche im Weltall genannt, weil sie, bei der Betrachtung durch Teleskope, neblig verschwommen aussehen. Diese Nebel werden auch gerne als „Wiege der Sterne“ bezeichnet. In unserer Galaxie, der Milchstraße, gibt es beispielsweise den Orionnebel. In diesem wurden relativ junge Sterne, mit einem geschätzten Alter von ca. 30.000 Jahren entdeckt. Untersuchungen des Nebels ergaben, dass er vor allem aus Wasserstoff und Staub besteht. Da Sterne aus Wasserstoff bestehen, sieht man ihren Ursprung in diesen Gaswolken. 

Die Gravitation der Gasteilchen in den Wolken bewirkt, dass diese sich, in einem Zeitraum von mehreren Millionen Jahren, immer weiter gegenseitig anziehen und die Wolke sich zu drehen beginnt. Die Gaswolke wird folglich immer dichter und kleiner und es bildet sich nach und nach ein massiver Kern aus Gas. Der Druck im Inneren steigt immer weiter an, was auch einen Anstieg der Temperatur zur Folge hat. Die dabei entstehende Hitze erzeugt einen gewissen Gegendruck, der verhindert, dass sich der neugeborene „Baby-Stern“ weiter zusammenziehen kann. [1,2,3,4] 

Ein Protostern ist geboren

Wie sich der Protostern weiter entwickelt, hängt von der Masse der Moleküle und Staubteilchen in seiner Umgebung ab.  

Steht nur wenig Materie zur Verfügung, bildet sich ein Brauner Zwerg. Die Masse des Braunen Zwerges reicht nicht aus, um seine eigene Wasserstoff-Fusion zu zünden. Dennoch ist seine Masse zu groß, um als Planet durchzugehen. [5] 

Steht ein wenig mehr Materie bereit, dann entwickelt sich, nachdem  die Wasserstoff-Fusion zu Helium begonnen hat, ein Roter Zwerg. Seine Leuchtkraft beträgt in etwa 0,1% - 5% unserer Sonne. Seine Masse beträgt zwischen 7,5% -60% Sonnenmassen und hat eine Oberflächentemperatur von 2200[K] – 3800[K] [6] 

NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)-Gemeinfrei

Bei ausreichender Materie in der Umgebung eines Protosterns, entsteht ein Stern wie unsere Sonne. Seine Leuchtkraft bezieht er vorerst hauptsächlich durch die, auf das Objekt fallenden Teilchen und seine Masse nimmt durch eben diese Teilchen weiter zu.  Dennoch ist sein Leuchten kaum sichtbar, da er von einer dichten Hülle aus Staubteilchen verdeckt ist. Die Strahlung des Sterns sorgt dafür, dass die Molekülwolke immer weiter aufgeheizt wird und ab einer Temperatur von 1500[K] verdampfen alle heißen Staubteilchen und eine strahlungsdurchlässige Region entsteht. Damit wird der Hauptreihenstern, nach dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), sichtbar und hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5800[K] 

Bei sehr viel zur Verfügung stehender Materie, bildet sich ein Blauer Riese. Bereits während ihrer normalen Entwicklung, erreichen Blaue Riesen ihre enorme Größe von 10 bis 50 Sonnenmassen. Aufgrund dieser großen Masse, entstehen ein enormer Druck und  Temperatur, was dazu führt, dass sich eine höhere Kernreaktionsrate  als bei masseärmeren Sternen entwickelt und dadurch eine Oberflächentemperatur von 30.000[K] – 40.000[K] entsteht. Durch ihre erhöhte Kernreaktionsrate, durchlaufen Blaue Riesen ihre Wasserstoffbrennphase in nur wenigen 10 Millionen Jahren. Dann blähen sie sich auf zum Roten Überriesen und enden schließlich in einer  Typ-II-Supernova. [7]  

 Da unsere Sonne einer ist, mache ich an dieser Stelle weiter mit: 

Hauptreihensterne (oder auch Zwergsterne)

Einen Hauptreihenstern erkennt man daran, dass er sich während des Wasserstoffbrennens in einem stabilen Gleichgewicht befindet. Die freigesetzte Fusionsenergie wird zur Oberfläche abtransportiert und strahlt von dort aus ab. Diese Phase macht den Großteil seines Lebens aus.  

Astronomen haben festgestellt, dass fast alle sichtbaren Sterne ihre Strahlungsenergie, in ihrem Kern durch Wasserstoffbrennen freisetzen. Fügt man diese Sterne in ein Diagramm ein, z.B. dem Hertzsprung-Russell-Diagramm, dann bilden sie eine dicht bevölkerte Linie – die Hauptreihe. 

Richard Powell - The Hertzsprung Russell Diagram - CC BY-SA 2.5 

Während seiner kompletten Phase des Wasserstoffbrennens, bleibt ein Stern auf der Hauptreihe. Beginnend auf der Nullalter-Hauptreihe mit dem Start der Kernfusion und endend, nach mehreren Milliarden Jahren, auf der Endalter-Hauptreihe mit Erschöpfung des Wasserstoff-Vorrats. [8] 

Ein Stern stirbt

Nichts ist für die Ewigkeit, dass gilt auch für Sterne. Auch wenn für uns der Lebenszyklus von ca. 12 Milliarden Jahren kaum vorstellbar ist, wird auch unsere Sonne dieses Schicksal irgendwann erleiden müssen. Wie läuft das im Einzelnen ab?  

Wenn der Wasserstoff im Kern der Sonne verbraucht ist, kommt die Fusion zum erliegen und der Druck im Kern lässt nach. Die Hülle drückt, dank der Gravitation, nach innen und der sich in der Hülle befindende Wasserstoff erreicht den nötigen Druck und die Temperatur um eine neue Fusion zu starten – Phase zwei des gravitativen Kollaps hat begonnen. 

Die äußere Schicht bläht sich durch die frei werdende Energie auf und erreicht in den darauf folgenden 1,3 Milliarden Jahren das bis zu 150-Fache ihrer heutigen Größe. Damit ist sie zum „Roten Riesen“ geworden. 

Oftmals wird die äußere Hülle der Sterne abgestoßen und bildet wieder planetarische Nebel, womit der Kreislauf von vorne beginnen kann. Zurück bleibt am Ende nur ein kleiner Kern und die Sonne ist zum „Weißen Zwerg“ geworden. [9,10] 

Was bedeutet das für die Planeten in unserem Sonnensystem?

Es wird davon ausgegangen, dass der Merkur abgebremst wird und ins Zentrum der Sonne stürzt, da ihre äußere Gasschicht seine Umlaufbahn erreicht. Es ist nicht gesichert ob Erde und Venus das selbige Schicksal erleiden, da die Oberfläche der aufgeblähten Sonne Gas verliert und aufgrund der geringer werdenden Masse an Gravitation verliert, dass bedeuten könnte, Erde und Venus driften weiter ab von der Sonne.  

Für alles eventuell existierende Leben auf der Erde zu diesem Zeitpunkt, sieht es trotzdem schlecht aus. Die Erdkruste wird sich verflüssigen, da mindestens eine Oberflächentemperatur von 1500°C erwartet wird. 

Nach der ganzen Schwarzmalerei gibt es auch noch eine gute Nachricht, unsere Sonne hat gerade mal die Hälfte ihrer zu erwartenden Lebenszeit hinter sich. Allerdings wird die Menschheit sich und den Planeten Erde weitaus früher ruinieren als dass uns die Sonne ausgeknipst wird.

Originally Tablizer and translated into German by Ribald - CC BY-SA 3.0

In diesem Sinne…. Frohe Ostern!           

Quellen:  [1] [2] [3] [4] [5] [6] [9] [10] [7] A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos. 5. Auflage. Springer, Berlin 1991, ISBN 3-540-53757-0. [8] Albrecht Unsöld: The New Cosmos (Englisch). Springer-Verlag New York Inc., 1969, S. p. 268.