Zuallererst wollen wir versuchen, eine Vorstellung davon zu bekommen, wieviele Sterne es im Universum gibt. Hier eine nette Analogie: angenommen, 80 Millionen Leute kommen zusammen, um gemeinsam alle Sterne in dem uns bekannten Universum zu zählen. Sie beginnen gleichzeitig mit dem Zählen, wobei jede Person pro Sekunde einen Stern zählt. So schaffen sie es also, 80 Millionen Sterne pro Sekunde zu zählen. In der Zeit, in der Sie den Text bis hier (15 Sekunden) gelesen haben, haben die Leute bereits insgesamt 1,2 Milliarden verschiedene Sterne gezählt - oder mehr als alle Sterne der Kleinen Magellanschen Wolke, eine der nächsten Galaxien der Milchstraße. Die Frage ist nun: wie lang müssen diese 80 Millionen Leute mit der Zählung weitermachen, bis sie alle bekannten Sterne des Universums abgezählt haben? Raten Sie mal... die Antwort steht im letzten Abschnitt dieses Artikels.

Inhalt

Einleitung
Klassifizierung von Sternen
Die Entstehung von Sternen
Struktur von Sternen
Hydrostatisches Gleichgewicht
Kernfusion
Der Tod eines Sterns
Wieviele Sterne gibt es im Universum?

Einleitung

Sterne sind massereiche, leuchtende Bälle aus heißem Plasma. Ein Plasma ist ein Gas, das so heiß ist, dass sich die Elektronen von den Atomkernen abgetrennt haben. Es ist daher im Wesentlichen eine heiße "Brühe" aus elektrisch positiv geladenen Ionen (Atomkernen) und negativ geladenen Elektronen. Sterne bestehen typischerweise aus 70-75% Wasserstoff, zirka 25% Helium sowie ein paar schwereren Spurenelementen. Die Zusammensetzung kann signifikant variieren, was hauptsächlich vom Alter des Sterns abhängt und ob er in der Frühzeit des Universums oder in jüngerer Zeit geboren wurde. Die Sonne besteht beispielsweise aus 74,9% Wasserstoff und 23,8% Helium, womit weniger als 2% für alle anderen Elemente übrig bleiben, die schwerer als Helium sind. Während des größten Teils ihrer Lebenszeit erzeugen Sterne Strahlungsenergie, indem sie Wasserstoff zu Helium verschmelzen. Das ist ein Prozess, der Masse in Energie umwandelt und Energie in Form von Strahlung unterschiedlicher Wellenlänge freisetzt. Um die Kernfusion in ihrem Inneren aufrechtzuerhalten, besitzen Sterne Kerntemperaturen zwischen 4 und 40 Millionen Kelvin.

Klassifizierung von Sternen

Sterne kommen in verschiedenen Größen vor, von den kleinsten und kühlsten, den sogenannten M-Klasse-Sternen, bis zu den schwersten und heißesten O-Klasse-Sternen. Unsere Sonne ist z.B. ein Stern der G-Klasse, irgendwo in der Mitte. Das Bild unten zeigt Ihnen einen Überblick über die unterschiedlichen Arten von Sternen und sowohl deren Größe als auch die Farbe, in der sie leuchten.

Sterne leben nicht ewig, sie können nur für eine gewisse Zeitspanne leuchten. Die Lebenszeit eines Sterns hängt stark von seiner Masse ab. Man würde erwarten, dass massereiche Sterne länger leben, da sie mehr Brennstoff (Wasserstoff) verbrennen können. Doch das Gegenteil ist der Fall. Das kommt daher, dass die Leuchtkraft eines Sterns - und mit ihr die freigesetzte Energie oder Leistung - annähernd mit der Sternmasse zur 3,5-fachen Potenz wächst. Ein Stern mit der doppelten Masse der Sonne besitzt eine Leuchtkraft, die mehr als 11-mal so stark ist wie die der Sonne. Da dem Stern lediglich doppelt soviel Brennstoff zur Verfügung steht, während er 11-mal soviel Energie freisetzt, beträgt seine Lebenszeit nur ca. ein Fünftel der Lebenszeit der Sonne. Andererseits wird ein Stern mit 0,2-facher Sonnenmasse 560 Milliarden Jahre leben und ein Stern mit 0,1 Sonnenmassen leuchtet nur so schwach, dass er 10 Billionen Jahre lang Wasserstoff zu Helium fusionieren kann. Das ist wesentlich länger als die "nur" 10 Milliarden Jahre Lebenserwartung unserer Sonne. Die massereichsten O-Klasse Sterne leuchten mit einer Leistung, die eine Million mal größer ist als die der Sonne - einhergehend mit einer lächerlich hohen Brennstoffverbrauchsrate. Diese massereichen Sterne sind aber außerordentlich bedeutend für die Entstehung von Planeten und Leben, da ihr sehr kurzes Leben mit einer gewaltigen Explosion, einer Supernova, endet. Dieses Ereignis verteilt eine ungeheure Menge schwererer Elemente in der Umgebung - Materie, die später bei der Entstehung neuer Sternsysteme mit deren Planeten "recycelt" wird. Alle Atome, aus denen Sie und die Erde bestehen (abgesehen vom grundlegenden Wasserstoff), wurden in Sternen erzeugt, wovon die meisten relativ kurzlebige, sehr massereiche Sterne waren.

Klasse	Masse (in Sonnenmassen M☉)	Oberflächentemperatur (Kelvin)	Leuchtkraft (in Leuchtkraft der Sonne L☉)	Lebensdauer (Jahre)	Anteil von allen Sternen
O	> 16 M☉	33000 K	30000 L☉	11 Millionen	0.00003%
B	2.1 - 16 M☉	10000 - 33000 K	25 - 30000 L☉	11 Millionen - 1 Milliarde	0.13%
A	1.4 - 2.1 M☉	7500 - 10000 K	5 - 25 L☉	1 Milliarde - 2.2 Milliarden	0.6%
F	1.04 - 1.4 M☉	6000 -7500 K	1.5 - 5 L☉	2.2 Milliarden - 10 Milliarden	3%
G	0.8 - 1.04 M☉	5200 - 6000 K	0.6 - 1.5 L☉	10 Milliarden - 30 Milliarden	7.6%
K	0.45 - 0.8 M☉	3700 - 5200 K	0.08 - 0.6 L☉	30 Milliarden - 200 Milliarden	12.1%
M	0.075 - 0.45 M☉	2000 - 3700 K	0.0001 - 0.08 L☉	200 Milliarden - 10 Billionen	76.45%

Das ☉-Symbol steht für die Sonne, also bedeutet M_☉ einfache Sonnenmasse und L_☉ steht für die Leuchtkraft der Sonne. M-Klasse-Sterne mit der geringsten möglichen Masse können eine Leuchtkraft besitzen, die gerade ein Zehntausendstel derer der Sonne ausmacht. Das ist der Grund, weshalb sie so schwierig zu finden sind - auf den meisten Bildern des Alls sehen wir nur die helleren Typen von Sternen. Sterne mit einer geringeren Masse als 7,5% der Sonnenmasse können keine ausreichend hohen Temperaturen und Druckwerte in ihrem Kern erzeugen, um Wasserstoff (H-1) zu Helium zu verschmelzen. Sie werden zu "beinahe" Sternen und werden Braune Zwerge genannt. 7,5% der Sonnenmasse entspricht grob der 75-fachen Jupitermasse. Man muss also 75 Riesenplaneten wie Jupiter zusammenpacken, um im Kern den Druck und die Temperaturen zu erzeugen, die hoch genug sind, um eine Wasserstoff-Kernfusion zu zünden. Es gibt ebenfalls eine Obergrenze für die Masse eines Sterns: basierend auf theoretischen Modellen liegt sie irgendwo zwischen 150 und 200 Sonnenmassen. Der massereichste Stern, den wir kennen, ist R136a1 mit 265 Sonnenmassen, einer Oberflächentemperatur von mehr als 50000 Kelvin und 8 700 000-facher Leuchtkraft der Sonne. Wahrscheinlich entstanden Sterne mit derartig hoher Masse durch eine Verschmelzung von zwei oder mehr Sternen. Seien Sie froh, dass sich R136a1 165 000 Lichtjahre von uns entfernt im Tarantelnebel der Großen Magellanschen Wolke befindet. Wenn er sein kurzes Leben in etwa einer Million Jahre aushauchen wird, sollte man besser sehr weit weg von der Supernova, sein, die dann stattfindet.

Alle unterschiedlichen Sterntypen können in einer Karte, dem Hertzsprung-Russell-Diagramm, dargestellt werden.

Entlang der x-Achse ist die Oberflächentemperatur aufgetragen (die höchsten Temperaturen liegen links), entlang der y-Achse ist die Leuchtkraft aufgetragen. Die diagonalen, grauen Linien stehen für Sterne gleicher Größe; Masse und Lebenszeit von Sternen sind ebenfalls angegeben. Dieses Diagramm gibt Ihnen einen sehr guten Überblick über alle existierenden Sterne in all ihren verschiedenen Lebensphasen. Doch nun lassen Sie uns einen Blick auf die Hauptreihen-Sterne werfen - das sind alle stabilen Sterne, die immer noch genug Wasserstoff in ihrem Kern besitzen, um diesen ständig zu Helium zu verschmelzen. Die kleinsten Sterne mit weniger als der halben Sonnenmasse erscheinen aufgrund ihrer geringen Oberflächentemperaturen alle rot und werden daher Rote Zwerge genann. Ihre Leuchtkraft ist sehr gering und sie strahlen hauptsächlich im Infrarotbereich. Sie können unseren Artikel über die Schwarzkörperstrahlung lesen, um zu verstehen, welcher Typ Stern welche Art Strahlung emittiert. Sterne mit größerer Masse haben eine andere Farbe: anstelle von rot erscheinen sie gelb (wie z.B. unsere Sonne), weiß (wie Procyon mit seiner 1,4-fachen Sonnenmasse) und schließlich blau (wie Spica mit ca. 10-facher Sonnenmasse). Die Leuchtkraft steigt exponentiell mit der Masse des Sterns an. Haben Sterne allen verfügbaren Wasserstoff in ihrem Kern verbrannt, verlassen sie die Hauptreihe und werden zu Riesen oder - im Falle von mehr als achtfacher Sonnenmasse - zu Superriesen (wir werden später einen Blick auf diese Stadien werfen). Mehr als 97% aller Sterne enden als Weiße Zwerge, also dichte und anfangs sehr heiße Sternüberbleibsel, die über die nächsten Milliarden Jahre abkühlen und verblassen. Da Weiße Zwerge sehr dicht und massereich sind, enthalten sie enorm viel Wärme - soviel, dass sie noch in ungefähr 10¹⁴ Jahren sichtbares Licht emittieren; das ist beinahe das 10000-fache des momentanen Alters unseres Universums. Auch unsere Sonne wird in etwa 5 Milliarden Jahren zunächst zu einem Roten Riesen und schlussendlich zu einem Weißen Zwerg werden.

Das Lebensende von Sternen verläuft auch sehr unterschiedlich. Es reicht von den heftigsten Explosionen im Universum (Supernovae) durch außerordentlich massereiche Sterne bis zum stillen Verlöschen, d.h. der Stern leuchtet einfach mit der Zeit immer schwächer, wie dies bei Roten Zwergen mit geringer Masse oder M-Klasse-Sternen der Fall ist. Aber zwei Hauptmerkmale haben alle Stern gemeinsam: sie werden alle auf ähnliche Art geboren und sie durchlaufen eine dauerhafte Phase mit Wasserstoff-Kernfusion (zu Helium) bevor sie sterben... bei massereichen Sternen früher und bei weniger massereichen Sternen später.

Die Entstehung von Sternen

Sterne werden geboren, wenn Molekülwolken - gewaltige Anhäufungen von Gas und Staub - unter ihrer eigenen Schwerkraft in sich zusammenstürzen. Der Grund für diesen Kollaps könnte die Schockwelle einer Supernova-Explosion in der Nähe sein, die einige Teile der Molekülwolke verdichtet und dadurch den Prozess auslöst. Eine andere Möglichkeit ist, dass ein benachbarter Stern, der starke Sonnenwinde besitzt, durch die Molekülwolke wandert und so einen Teil der Wolke komprimiert. Das Ergebnis ist in beiden Fällen das gleiche: einige Teile der Wolke werden dichter, die erhöhte Schwerkraft in diesen Wolkenteilen zieht weiteres Gas und Staub an, was wiederum die Gravitationswirkung erhöht. Das Gas der Molekülwolke muss bei Beginn des Prozesses sehr kalt sein und nur wenige Kelvin betragen, andernfalls würde der thermische Druck des warmen Gases das Zusammenstürzen verhindern. Der Kollaps kommt nicht zum Stillstand bis schließlich ein neuer Stern geboren ist.

Aber zum Glück landet nicht die gesamte Materie der Wolke im neugeborenen Stern; etwas Materie verbleibt in der sogenannten protoplanetaren Scheibe, d.h. in einer flachen Scheibe aus Gas und Staub, die den jungen Stern umkreist. Da die ursprüngliche Molekülwolke um ihre eigene Achse rotiert, besitzt sie einen anfänglichen Drehimpuls, der während des Kollaps und auch danach noch komplett erhalten bleibt (siehe Drehimpulserhaltung). Tatsächlich scheinen alle Objekte im All zu rotieren, vom kleinsten Asteroiden und Planetoiden bis zur größten Galaxie - all diese Objekte besitzen also einen Drehimpuls, der stets erhalten bleibt, wenn sie nicht mit anderen Objekten interagieren. Deshalb rotiert der neugeborene Stern um seine eigene Achse und die Materie in der protoplanetaren Scheibe rotiert in die gleiche Richtung wie der Stern. Der anfängliche Drehimpuls der Molekülwolke ist also unverändert auf den rotierenden Stern und deren protoplanetare Scheibe übertragen worden. Schlussendlich stürzt auch die Materie der protoplanetaren Scheibe weiter in sich zusammen und bildet die Planeten, die den Stern umkreisen.

Sterne sind keine Einzelkinder, denn Molekülwolken sind derart groß, dass innerhalb einer (kosmologisch) relativ kurzen Zeitspanne ein paar hundert bis zu vielen tausend Sternen miteinander geboren werden. Einige Teile der Wolke kollabieren früher und andere später. Das Endergebnis ist ein offener Sternhaufen, der anfangs durch die Gravitation zusammengehalten wird, sich aber über einen Zeitraum von einigen hundert Millionen Jahren zerstreut. Auch unsere Sonne wurde vor 4,6 Milliarden Jahren zusammen mit vielen anderen Sternen in einem offenen Haufen geboren, mit der Zeit löste sich der Haufen aber auf, so dass unsere Sonne jetzt das Zentrum der Milchstraße umkreist, ohne weiterhin an andere Sterne gebunden zu sein.

Struktur von Sternen

Nach dem Kollaps der Molekülwolke haben wir einen sehr jungen Stern und in den meisten Fällen eine Planetenentstehung in der protoplanetaren Scheibe. Temperatur und Druck im Kern des Sterns sind nun hoch genug, um die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium in Gang zu setzen. Solange es genug Wasserstoff im Kern des Sterns gibt, diesen Verschmelzungsprozess am Laufen zu halten, wird dieser Stern als Hauptreihen-Stern bezeichnet. Erst nachdem aller Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist (was abhängig von der Sterngröße wenige Millionen und bis zu viele Billionen Jahre dauert), verlässt der Stern die Hauptreihe und tritt in seine Endphase ein. Während seiner Zeit in der Hauptreihe sind die Temperaturen und der Druck außerhalb des Kerns nicht hoch genug, um eine Kernfusion zu zünden. Alle Energie, die der Stern abgibt, wird zuerst im Inneren (= Kern) des Sterns freigesetzt. Diese Energie wird dann mit Hilfe von zwei Hauptprozessen des Wärmetransports zur Oberfläche befördert: mit Strahlung und mit Konvektion.

Ein Wärmetransport durch Strahlung geschieht, da heiße Atome (oder im Fall eines Plasmas Atomkerne) elektromagnetische Strahlung emittieren. Diese Strahlung wird von einem anderen Atomkern oder Elektron absorbiert bzw. gestreut und danach wieder abgegeben. Und obwohl Strahlung die Energie mit Lichtgeschwindigkeit transportiert, dauert der Energietransport für die im Kern unserer Sonne freigesetzte Energie bis zu deren Oberfläche ungefähr 200 000 Jahre. Der Grund dafür ist, dass das Photon (= Lichtteilchen) einen "ziellosen Spaziergang" vom Kern bis zur Oberfläche des Stern macht. Innerhalb von gerade etwa 1 mm Wegstrecke wird das Photon (meistens an Elektronen) in eine willkürliche Richtung gestreut oder es wird von Gasteilchen absorbiert und wieder in eine beliebige Richtung emittiert. Dieser Prozess verringert auch die Energie der Gammastrahlung, die im Kern eines Sterns erzeugt wird, bis die Strahlung zu Licht mit viel größerer Wellenlänge (mit einem Maximum im sichtbaren Bereich) geworden ist, wenn sie schließlich von der Oberfläche in den Weltraum abgestrahlt wird. Für uns auf der Erde ist das gut, denn wir wollen nicht mit Gammastrahlen bombardiert werden, wenn wir unter wolkenlosem Himmel spazieren gehen.

Konvektion ist Wärmetransport mittels heißem, daher weniger dichtem Plasma, das zur Oberfläche aufsteigt, während im Gegenzug kühlere Bereiche der Oberfläche zum Zentrum des Sterns absinken. Es ist ganz ähnlich wie beim Wasser kochen, wo heißes Wasser vom Topfboden aufsteigt und kälteres Wasser von der Oberfläche absinkt. Auf diese Weise zirkuliert das Plasma zwischen der Oberfläche und der äußeren Grenze der Strahlungszone, was einen sehr effizienten Weg des Wärmetransports darstellt.

Unsere Sonne besitzt im Inneren eine Strahlungszone, die 70% ihres Radius ausmacht, die äußeren 30% bestehen aus der Konvektionszone. Sterne mit weniger als ca. 0,5 Sonnenmassen besitzen keine Strahlungszone, hier erfolgt der Wärmetransport ganz und gar durch Konvektion. Die vollständige Durchmischung der Materie der äußeren Schichten mit der des Kerns ist der zweite Grund, warum Sterne von geringer Masse Lebenszeiten von Billionen Jahren aufweisen können (wie oben beschrieben besteht der Hauptgrund in der geringeren Kernfusionsrate kleinerer Sterne). In Sternen wie unserer Sonne wird nahezu keine Materie zwischen dem Kern und den äußeren Schichten ausgetauscht, was durch den vorherrschenden Wärmetransport durch Strahlung bedingt ist. Daher wird die Sonne ihr Lebensende in etwa 5 Milliarden Jahren erreichen, sobald aller Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, und zwar ungeachtet der bedeutenden Menge an Wasserstoff, den es noch in den äußeren Schichten der Sonne gibt. Große Sterne mit Massen von mehr als 1,5-facher Sonnenmasse besitzen eine Konvektionszone in ihrem Inneren und Wärmetransport durch Strahlung in ihren Außenbereichen.

Hydrostatisches Gleichgewicht

Warum ist der Energieausstoß von Hauptreihensternen so konstant? Der Energieausstoß der Sonne schwankte während der vergangenen 11 Jahre maximal um gerade einmal 0,1%. Die Sterne strahlen derart stabil, da sie ein hydrostatisches Gleichgewicht ausbilden. In der Sonne wirken vorwiegend zwei Kräfte: die Gravitationskraft, die zum Zentrum des Sterns gerichtet ist, und eine auseinandertreibende Kraft, die durch den Druck des heißen Gases (= thermischen Druck) verursacht wird. Diese zwei Formen des Drucks halten einander innerhalb des Stern an jeder Stelle beinahe exakt das Gleichgewicht.

Wollen wir uns einmal klarmachen, wie dieser Prozess funktioniert, indem wir annehmen, dass sich die Fusionsrate im Kern aus irgendeinem Grund leicht verringert. Nun sinkt die Temperatur des Kerns und mit ihr auch der thermische Druck. Die Gravitationskräfte überwiegen jetzt den thermischen Druck und verursachen eine kleine Verdichtung des Kerns. Dies wiederum bedingt einen Anstieg von Temperatur und Druck im Kern. Steigende Temperaturen und Druckwerte führen dort erneut zu einer höheren Fusionsrate. Der anfänglich verringerten Fusionsrate wurde entgegengewirkt und ein stabiles Gleichgewicht hat sich wieder etabliert.

Ein ähnlicher Prozess übernimmt die Herrschaft, falls die Fusionsrate im Kern ansteigen sollte: Dieser führt zu einer höheren Temperatur und damit verbunden zu einem höheren thermischen Druck. Das Ergebnis ist dann eine geringfügige Ausdehnung des Kerns, was im Gegenzug Temperatur und Druck leicht sinken lässt. Infolgedessen nimmt die Fusionsrate ein wenig ab und Temperatur und Druck im Kern des Sterns sind wieder im Gleichgewicht. Dieses hydrostatische Gleichgewicht ist vergleichbar mit einem Thermostat und besteht während der ganzen Zeit, in der ein Stern zur Hauptreihe gehört.

Kernfusion

Im Kern von Sternen gibt es zwei Hauptprozesse von Energieumwandlung. Der erste wird Proton-Proton-Kette genannt und herrscht in Sternen bis etwa zur Größe der Sonne vor. Der zweite ist der Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus (auch CNO-Zyklus), der in Sternen überwiegt, die mehr als die 1,3-fache Sonnenmasse besitzen. Die Fusionsrate beider Prozesse hängt sehr von Temperatur und Druck ab, ein geringer Temperaturanstieg führt zu einer wesentlich höheren Fusionsrate.

1. Proton-Proton-Kette
   
   Die Proton-Proton-Kette (auch kurz p-p-Kette) ist ein Prozess, der vier Protonen in einen Helium-Kern umwandelt. Dieser Prozess ist im Bild unten dargestellt.
   Proton-Proton-Kette. Quelle: wikipedia.org; User: Borb
   
   
   In den heißen und dichten Kernen der Sterne stoßen manchmal zwei Protonen zusammen (ein Proton ist das Gleiche wie der Kern eines Wasserstoffatoms), wobei sie ein sehr instabiles Element namens Helium-2 bilden. Normalerweise zerfällt dieses Element fast augenblicklich wieder in zwei Protonen. Doch ab und zu, während der extrem kurzen Zeit, in der Helium-2 existiert, zerfällt eines der Protonen unter Aussendung eines Positrons (das Antiteilchen eines Elektrons, d.h. dessen Antimaterie-Gegenstück) und eines Neutrinos in ein Neutron. Dieser Prozess wird Beta-plus-Zerfall genannt. Da wir jetzt einen Kern bestehend aus je einem Proton und Neutron vorliegen haben, ist Deuterium das Ergebnis der Reaktion. Das Positron aus dem Beta-plus-Zerfall und ein Elektron (zur Erinnerung: Sterne bestehen aus Plasma, daher gibt es eine Menge freie Elektronen, die darin "herumschwirren") vernichten sich beinahe sofort gegenseitig, wobei zwei Gamma-Photonen entstehen. Nun verschmilzt das Deuterium mit einem weiteren Proton zu Helium-3, einem leichten Heliumisotop. Auch dieser Prozess setzt Gammastrahlung frei, die den Kern des Sterns/der Sonne aufheizt. Schließlich verschmelzen zwei Helium-3-Kerne und bilden einen stabilen Heliumkern bzw. ein sogenanntes Alpha-Teilchen. Während dieses letzten Schritts werden zwei Protonen freigesetzt. Sie bekommen eine zweite Chance, in der p-p-Kette zu Helium zu werden.
   
   
2. Der CNO-Zyklus (auch Bethe-Weizäcker-Zyklus)
   
   CNO-Zyklus, vorherrschend in Sternen, die massereicher sind als die Sonne. Quelle: wikipedia.org; User: Borb
   
   Bei Temperaturen von mehr als 15 Millionen Kelvin findet eine weitaus effizientere Fusionsreaktion statt: der CNO-Zyklus. Wie die p-p-Kette verschmilzt der CNO-Zyklus vier Protonen zu einem Helium-Kern bzw. Alpha-Teilchen, wobei Energie in Form von Gammastrahlung freigesetzt wird. Doch in diesem Fall werden Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoff-Isotope als Katalysatoren eingesetzt, die Darstellung oben zeigt den Prozess: C-12 ist zugleich Start- und Endpunkt einer Reaktionskette. Die Zahl hinter dem Elementsymbol gibt die Massenzahl an, d.h. die Gesamtzahl der Protonen und Neutronen in einem Atomkern. Zu Beginn verschmilzt C-12 mit einem Proton zu N-13. Dann zerfällt ein Proton dieses Stickstoffisotops in ein Neutron, sowie in ein Positron und ein Neutrino (wieder Beta-plus-Zerfall), wodurch das Kohlenstoffisotop C-13 zurückbleibt, welches wiederum durch Verschmelzung mit einem Proton zu N-14 wird. N-14 bildet mit einem zusätzlichen Proton O-15 und nach einem weiteren Beta-plus-Zerfall bleibt N-15 zurück. Dieses reagiert schließlich mit einem weiteren Proton, wobei ein Alpha-Teilchen und C-12, das Anfangsglied der ganzen Kette, entsteht. Drei Gammaquanten werden pro Zyklusdurchlauf freigesetzt und zusätzlich zwei weitere, die der Paarvernichtung der beiden durch Beta-plus-Zerfall entstandenen Positronen mit zwei Elektronen aus der Nähe entstammen. Im Mittel dauert ein kompletter Zyklusdurchlauf sehr lange, in der Größenordnung von einigen hundert Millionen Jahren. Aber dies ist noch kurz im Vergleich dazu, wie lange es im Mittel dauert, vier Wasserstoff-Kerne mit Hilfe der Proton-Proton-Kette zu einem Helium-Kern zu verschmelzen.
   
   

Der Tod eines Sterns

Für alle Sterne kommt ein bestimmter Tag, wenn aller für die Kernfusion zur Verfügung stehender Wasserstoff aufgebraucht ist. Das ist der Tag, an dem der Stern die Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms verlässt. Seine weitere Entwicklung hängt von der Masse des Sterns ab, daher betrachten wir sie gesondert danach:

1. 0,075 bis 0,5 Sonnenmassen (Rote Zwerge)

   Es gibt im Universum noch keinen Roten Zwerg, der bereits all seinen Brennstoff verbraucht hat. Das liegt daran, dass die Lebensspanne eines derartigen Sterns in der Hauptreihe länger ist als das Alter des Universums (13,7 Milliarden Jahre). Die kleinen Sterne werden aus heutiger Perspektive frühestens in etwa 30 Milliarden Jahren anfangen, die Hauptreihe zu verlassen. Daher sind noch keine Beobachtungsdaten darüber verfügbar, wie sich diese Sterne entwickeln. Die zukünftige Entwicklung Roter Zwerge liegt aber nicht völlig im Dunkeln, da wissenschaftliche Modelle viele Einzelheiten enthüllen können. Nachdem all ihr Wasserstoff aufgebraucht ist, wird die Kernfusion eingestellt, woraufhin der thermische Druck im Kern abfällt und als Konsequenz daraus der Stern schrumpfen wird. Dies erhöht die Kerntemperatur erneut, da die gravitative Energie in thermische Energie (= Wärme) umgewandelt wird. Die Masse eines Roten Zwergs ist jedoch nicht groß genug um Temperaturen zu erzeugen, welche die Verschmelzung von Helium zu schwereren Elementen erlauben würden. Der Stern wird sich langsam immer weiter abkühlen und schrumpfen. Auch seine Leuchtkraft wird abnehmen, bis er eines Tages aus dem sichtbaren Spektralbereich des Nachthimmels verschwindet. Somit sterben diese Sterne eher mit einem Winseln als mit einem Knall.

2. 0,5 bis 8 Sonnenmassen

   Sterne in dieser Spannweite der Masse machen eine völlig andere Entwicklung durch. Betrachten wir das Schicksal unserer Sonne als Beispiel für Sterne mit dieser Mittel-Masse. Nachdem aller Wasserstoff im Kern der Sonne zu Helium verschmolzen ist, wird die Wärmeerzeugung der Sonne zum Stillstand kommen. Zum ersten Mal in den dann 10 Milliarden Jahren "Betriebsdauer" der Sonne wird es dann passieren, dass das hydrostatische Gleichgewicht aus den Fugen gerät. Nebenbei bemerkt: falls Sie wissen möchten, wie wir - wenigstens in der Theorie - das Leben unserer Sonne verlängern könnten, sehen Sie einfach in unserem Frage und Antwort-Kapitel nach). Aufgrund des geringeren thermischen Drucks, der der Gravitation entgegenwirkt, wird der Kern aus Helium einen Schrumpfungsprozess einleiten und die potenzielle Energie wird in Wärme umgewandelt (Kelvin-Helmholtz-Instabilität). Unverbrauchter Wasserstoff, der aus Schichten außerhalb des Kerns ins Innere fällt, wird die Wasserstoff-Kernfusion in einer den Kern umgebenden Hülle zünden und so die Sonne weiter aufheizen. In der Folge werden sich die Temperaturen so stark erhöhen, dass die Leuchtkraft des Sterns um das mehrere Hundertfache höher sein wird als zuvor.

   Die Größe der Sonne während ihrer Phase als Roter Riese. Quelle wikipedia.org, User: Mrsanitazier
   Die erhöhten Temperaturen führen dazu, dass sich die Sonne aufbläht (erinnern Sie sich: heißes Gas dehnt sich stets aus, sofern es keinen von außen wirkenden Gegendruck gibt), was im Gegenzug die Oberflächentemperatur verringert. Die Sonne ist nun zu einem Roten Riesen geworden und ihr Durchmesser wird hundertfach größer sein als ihr ursprünglicher. Im Fall der Sonne wird all das in ungefähr 5,4 Milliarden Jahren geschehen. Sie können diese Entwicklung im "Riesen-Gebiet" des allgemeinen Hertzsprung-Russell-Diagramms sehen: die Leuchtkraft nimmt zu und die Oberflächentemperatur der Sonne nimmt infolge der nun weit größeren Oberfläche ab. Die Sonne emittiert jetzt Strahlung, die hauptsächlich im roten Spektralbereich des sichtbaren Lichts liegt - deshalb werden derartige Sterne als Rote Riesen bezeichnet. Der folgende Ausschnitt aus dem Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt den Entwicklungspfad der Sonne.
   Entwicklung eines sonnenähnlichen Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Quelle: wikipedia.org, User: Lithopsian

   Jetzt wird der Druck im Kern so hoch, dass der Elektronen-Entartungsdruck einen weiteren Kernkollaps verhindert. Besagter Entartungsdruck ist temperaturunabhängig, daher folgt einer Temperaturerhöhung nicht, wie bei normaler Materie, auch eine Druckerhöhung. Das heißt, es besteht für den Stern keine Möglichkeit zur Expansion mit daraus folgendem Rückgang von Temperatur und Druck im Kern, wie dies bei einem Stern in der Hauptreihe der Fall ist (siehe dazu Hydrostatisches Gleichgewicht). Wegen der Wasserstoff-Kernfusion in der Hülle rund um den inaktiven Kern aus Helium steigt seine Temperatur stetig an, bis sie zirka 100 Millionen Kelvin erreicht. Das ist die erforderliche Temperatur, um in einem Prozess, der Drei-Alpha-Prozess genannt wird, Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verschmelzen. Da der Kern entartet ist, kann er sich nicht ausdehnen und die Fusionsrate verlangsamen. Im Gegenteil, die Freisetzung von Energie während der Heliumfusion wird den Kern weiter aufheizen. Das Ergebnis ist ein Ereignis, welches Helium-Blitz genannt wird: auf einen Schlag verschmelzen alle Heliumkerne im Kern des Sterns beinahe gleichzeitig zu Kohlenstoff. Das passiert allen Sternen zwischen 0,5- und 2,25-facher Sonnenmasse und so wird es auch unserer Sonne ergehen. Alle Sterne mit größerer Masse werden die 100 Millionen Kelvin erreichen, die zur Helium-Kernfusion notwendig sind, bevor deren Kern dicht genug ist, um zu entarten. In diesen Fällen setzt der Helium-Fusionsprozess sanft ein, es gibt keinen Helium-Blitz.

   Roter Riese. Quelle: L. Calcada / ESO.

   Der Helium-Blitz, in dem der Energieausstoß des Sterns dauert 100 Milliarden mal größer ist als normal, dauert nur wenige Sekunden. Erstaunlicherweise kann man einen Helium-Blitz trotz der enormen freigesetzten Energie nicht direkt beobachten, da er nur in einem kleinen Kernbereich des Sterns stattfindet und die freigesetzte Strahlung von Kern und umgebender Atmosphäre absorbiert wird. Der Helium-Blitz ändert den Zustand der Materie im Kern, entartete Materie verliert ihre Entartung, da die Temperaturen derart hoch werden, dass der thermische Druck die Entartung überwiegt.

   Nach dem Helium-Blitz dehnt sich der Kern aus, was zu geringerem Druck und niedrigerer Temperatur führt, und so eine geringere Fusionsrate im Kern und den umgebenden Schichten bedingt. Die verringerte Energieerzeugung im Kern hat für ihn einen kleineren Durchmesser zur Folge (ca. 10% des Durchmessers eines Roten Riesen) und die Leuchtkraft der Sonne nimmt über einen Zeitraum von 100 000 Jahren auf etwa ein Hundertstel des vorherigen Maximalwerts ab. Man kann diesen Vorgang gut im Hertzsprung-Russell-Diagramm betrachten, indem man der Linie von "Kern-Helium-Zündung (Blitz)" zu "Helium-Kernbrennen" folgt.

   Der Tod eines Sterns ist eine dynamischer Prozess: infolge des Schrumpfens wird der Stern wieder heißer (zur Erinnerung: nähern sich zwei Massen einander an, wird deren potenzielle Energie in Wärme umgewandelt). Der Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern ist nun von einer Schale umgeben, in der das Helium eine Kernfusion zu Kohlenstoff durchmacht, und von einer weiteren Schale mit Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Die äußeren Schichten des Sterns bestehen aus Wasserstoff, der nicht heiß und dicht genug ist, um Helium zu erzeugen. Erneut befindet sich der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht, doch da die Kerntemperatur jetzt 200 Millionen Kelvin beträgt, laufen die Prozesse sehr viel schneller ab. Im Fall der Sonne wird das Fusionieren von Helium zu Kohlenstoff im Kern gerade einmal etwa 100 Millionen Jahre andauern. Ein Teil des erzeugten Kohlenstoffs wird mit Heliumkernen unter Bildung von Sauerstoff verschmelzen, ein winziger Bruchteil des Sauerstoffs verschmilzt mit weiteren Heliumkernen und generiert Neon und Magnesium.

   Der Ringnebel, ein planetarischer Nebel

   Schlussendlich ist alles Helium im Kern erschöpft und es setzt ein Prozess ein, der ähnlich dem zuvor festgestellten ist, wenn sich der Wasserstoff erschöpft. Wir befinden uns nun im asymptotischen Ast der Riesen-Phase (AGB) und alles läuft schneller ab: der Kern schrumpft, Temperatur und Druck steigen, absinkendes Helium aus Regionen außerhalb des Kerns heizt sich auf, so dass Helium-Schalenbrennen auftritt und die Sonne erneut an Größe und Leuchtkraft zunimmt (vergleichen Sie mit der Linie zwischen "Helium-Kernbrennen" und "Helium-Schalenbrennen" im Hertzsprung-Russell-Diagramm). Diesmal wird sie sich noch weiter aufblähen als zuvor - sie wird Merkur, Venus und vielleicht sogar die Erde verschlingen. Es wird für die Erde keinen großen Unterschied darstellen, ob sie nun verschlungen wird oder nicht, denn falls sie verschlungen wird, wird sie von der Sonnenatmosphäre abgebremst und beginnt, sich auf spiralförmiger Bahn auf das Zentrum der Sonne zuzubewegen. Im anderen Fall wird sich die Erde so nahe an der Sonne befinden, dass sie gekocht und gebraten wird. Nichts wird jemals die dann herrschenden Temperaturen überdauern. Immerhin wird die Temperatur im Kern der Sonne nicht hoch genug werden, um einen neuen Zyklus der Kohlenstoff-Kernfusion zu höheren Elementen hin in Gang zu setzen (es werden zirka eine Milliarde Kelvin benötigt, um die Kohlenstoff-Kernfusion zu zünden). Von nun an werden im Kern keine Kernreaktionen mehr stattfinden und Helium- und Wasserstoff-Kernfusion werden sich in Schalen außerhalb des Kerns abspielen.

   Aufgrund der gewaltigen Ausmaße eines Roten Riesen ist ein Teil des Gases nun so weit von dessen Kern entfernt, dass es durch die Schwerkraft nur noch lose an den Stern gebunden ist. Der Stern, der bereits während seiner Zeit als Roter Riese einen Verlust von 10-20% seiner Masse hatte, verliert nun in seiner Phase im asymptotischen Riesenast weitere 20-30%. Die Masse, beinahe vollständig bestehend aus Wasserstoffgas in seiner ursprünglichen Form, wird in die Umgebung abgestoßen und ein planetarischer Nebel entsteht. Lassen Sie sich nicht vom missverständlichen Begriff "planetarischer" Nebel verwirren: Er ist ein Relikt aus früheren Zeiten, als Wilhelm Herschel diese Objekte beobachtete und Ähnlichkeiten mit dem Aussehen des Uranus feststellte, weshalb er ihnen diese Bezeichnung verlieh. Die Benennung hat sich seitdem nicht geändert, ungeachtet der Tatsache, dass wir heute wissen, dass diese Nebel nicht im Geringsten etwas mit Planeten zu tun haben. Ein schönes Beispiel für einen Stern, der Masse verliert, ist der Ringnebel. Die Lebenserwartung eines derartigen planetarischen Nebels ist ziemlich kurz. Nach ungefähr 50000 Jahren hat sich die Materie, die ehemals den planetarischen Nebel bildete, in entferntere Bereiche verteilt und kann dann in ferner Zukunft Teil eines anderen Sternsystems werden.

   Lebenszyklus der Sonne. Quelle: wikipedia.org; User: Oliverbeatson

   Nach wenigen zehntausend Jahren ist auch sämtliche Materie in den Schalen durch Kernfusion aufgebraucht und alle Reaktionen kommen zum Stillstand. Was dann von der Sonne zurückbleibt, ist ein ausgebrannter Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern von der Größe der Erde und mit 0,6 Sonnenmassen. Die Dichte des Kerns, der nun als Weißer Zwerg bezeichnet wird, ist sehr hoch. Ein Teelöffel voll von dieser Materie hat eine Masse von einer Tonne (1t). Anfangs ist der Weiße Zwerg immer noch sehr heiß und hell, doch im Laufe der Zeit kühlt er aus und wird stetig dunkler. Es dauert sehr lang, bis ein Weißer Zwerg völlig abkühlt; die kühlsten bekannten Weißen Zwerge besitzen immer noch Oberflächentemperaturen von ein paar tausend Kelvin. Das Endstadium der Sternentwicklung wird in etlichen Milliarden Jahren erreicht, wenn die Sonne bis auf eine Temperatur abgekühlt ist, bei welcher sie sich im thermischen Gleichgewicht mit dem umgebenden Weltraum (oder in anderen Worten: mit der kosmischen Hintergrundstrahlung) befindet, was kaum mehr als 0 Kelvin sind.

3. mehr als 8 Sonnenmassen
   Hier wird die Sache richtig interessant. Sie sollten dazu unseren Artikel über Supernova lesen.

Wieviele Sterne gibt es im Universum?

Zum Schluss wollen wir die Frage vom Anfang dieses Kapitels beantworten. Wie lange brauchen 80 Millionen Leute, die simultan pro Sekunde 80 Millionen Sterne zählen, bis sie alle Sterne des Universums erfasst haben? Die Antwort lautet: sie müssten 28 Millionen Jahre zählen! Tag und Nacht ohne Unterbrechung. Natürlich ist die genaue Zahl der Sterne unbekannt und es könnte viel mehr Sterne im Universum geben, aber dies ist eine vorläufige Schätzung, die auf vielen Beobachtungen einschließlich des Hubble Ultra Deep Field beruht. Wir haben angenommen, dass die Zahl der Sterne im Universum 7 x 10²² (70 Trilliarden) beträgt. Das Universum ist unermesslich groß und die Anzahl der Sterne einfach irrsinnig... selbst wenn man alle Sterne nicht berücksichtigt, die in den nächsten Milliarden Jahren noch zusätzlich geboren werden.