Stern-Entstehung und Entwicklungsstadien

Sterne werden aus riesigen Gas- und Staubwolken geboren, aus sogenannter interstellarer Materie, die größtenteils aus Wasserstoff besteht. Durch die gegenseitige Anziehung der Masseteilchen entstehen starke Gasverdichtungen, aus denen sich die ersten Protosterne bilden, die mit bis zu 1000°C noch relativ kühl sind.

Ein Protostern zieht sich aufgrund der Masseanziehung bzw. Gravitation seiner Teilchen stetig zusammen, wodurch die Temperatur im Sterneninneren ansteigt. Ein Protostern mit der Masse unserer Sonne erreicht nach 10 Millionen Jahren ungefähr 10 Millionen Grad. Hier beginnt die Kernfusion, das Wasserstoff-Brennen, bei der Wasserstoff zu dem neuen Element Helium verschmilzt.

Im Zentrum unserer Sonne herrschen heute etwa 15 Millionen Grad. Während der letzten 5 Milliarden Jahre hat die Sonne etwa die Hälfte ihres Wasserstoffs verbraucht. In weiteren 5 Milliarden Jahren ist der gesamte Wasserstoffvorrat in Helium umgewandelt und das stabile Stadium der Sonne endet. Anschließend bläht sich die Sonne über einen Zeitraum von weiteren zwei Milliarden Jahren zu einem Roten Riesen auf und das zweite Stadium der Helium-Verbrennung beginnt, wodurch auch die ersten schwereren Elemente gebildet werden.

Findet nach mehreren Milliarden Jahren keine Kernfusion mehr statt, beginnt der schwere Kern aufgrund seiner Gravitation zunehmend Masse aus der Sternenhülle abzuziehen. Erreicht der Kern des Sterns dabei eine Größe von 1,4 Sonnenmassen, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze, benannt nach dem indischen Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), kollabiert der Stern aufgrund seiner enormen Masse im Bruchteil einer Sekunde als Supernova-Explosion.

Die dadurch abgesprengte Sternenhülle bildet dabei häufig einen Ring aus Sternenstaub, einen planetarischen Nebel aus interstellarer Materie, der vom Zentrum der Explosion nach außen driftet. Im Kern ist durch die Supernova-Explosion ein Neutronenstern von relativ geringer Größe, aber enorm hoher Dichte entstanden.

Ist die Masse eines Sterns vor der letzten Kollapsphase unter der Chandrasekhar-Grenze und damit unter 1,4 Sonnenmassen, bläht sich der sterbende Stern zu einem Roten Riesen auf, der dann zu einem Weißen Zwerg kollabiert. Ein zunächst noch schwach sichtbarer Weißer Zwerg kühlt über viele Milliarden Jahre langsam ab und wird dadurch 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 Eigengewicht stetig weiter und erreicht irgendwann eine kritische Größe, bei der die Fluchtgeschwindigkeit gerade gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. Ein Schwarzes Loch entsteht.