Diagramm. Sterne sind gemäß ihrer relativen Helligkeit und Oberflächentemperatur eingetragen.

Sternentwicklung – die Masse entscheidet

Wie hell ein Stern leuchtet, wie lange er existiert und was später von ihm übrig bleibt, hängt letztlich nur von einem Parameter ab: seiner Masse.

Sterne bestehen zu etwa drei Vierteln aus Wasserstoff, zu einem Viertel aus Helium und zu einem sehr geringen Teil aus schwereren Elementen wie Kohlenstoff, Sauerstoff oder Gold. Das gilt auch für unsere Sonne. In ihrem Innern verschmilzt bei etwa 15 Millionen Grad Celsius Wasserstoff zu Helium. Jeweils vier Wasserstoffkerne bilden einen Heliumkern – allerdings ist das Endprodukt, der Heliumkern, etwas leichter als das Ausgangsmaterial, die vier Wasserstoffkerne. Diese winzige Massendifferenz wird direkt in Hitze und Licht umgewandelt – nach Einsteins berühmter Formel: \(E=mc^2\) (Energie ist gleich Masse mal Lichtgeschwindigkeit zum Quadrat).

Das Wasserstoffbrennen

In jeder Sekunde verschmelzen im Zentrum der Sonne 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 594 Millionen Tonnen Helium. Die Sonne wandelt also in jeder Sekunde sechs Millionen Tonnen Materie in pure Energie um und wird dabei in jeder Sekunde um sechs Millionen Tonnen leichter. Müsste sie nicht längst ihren Vorrat verbraucht haben? Keineswegs, über die fast fünf Milliarden Jahre ihrer Existenz hat die Sonne nicht einmal ein Tausendstel ihrer Masse verloren.

Himmelsaufnahme gleichmäßig übersät mit Tausenden von Sterne; einige Sterne leuchten auffallend rot, gelblich oder blau.
Sternfeld im Sternbild Schütze

Der Energieausstoß der Sonne mag verschwenderisch erscheinen, aber es ist genügend Brennstoff da: Theoretischen Modellen zufolge ist die Sonne gerade erst im mittleren Alter. Noch etwa fünf Milliarden Jahre lang wird sie strahlen. Erst dann ist der meiste Wasserstoff im Innern verbraucht. Ist das „Wasserstoffbrennen“ erst einmal beendet, ist das Ende eines Sterns nicht mehr weit. Zwar verschmilzt Helium zu schwereren Elementen, die wiederum noch schwerere Elemente bilden. Aber diese Prozesse sind nicht mehr sehr effektiv – dem Stern geht schnell der Brennstoff aus.

Wie lange das Wasserstoffbrennen andauert, hängt von der Masse ab. Denn ein Stern mit doppelter Masse der Sonne strahlt nicht etwa doppelt so hell, sondern rund achtmal so hell wie die Sonne. Die abgestrahlte Energiemenge eines Sterns steigt ungefähr mit der dritten Potenz der Sternmasse \(M\), die Leuchtkraft ist also proportional zu \(M^3\). Wie stark dieser Zusammenhang ist, hängt wiederum von der Sternmasse ab. Ein Stern mit dreifacher Sonnenmasse leuchtet demnach fast 27-mal (drei mal drei mal drei) so hell wie Sonne. 

Die Sternentwicklung hängt stark von der Anfangsmasse ab. Sterne mit mehr als fünf bis acht Sonnenmassen (manche Sterne besitzen fast hundert Sonnenmassen) explodieren am Ende ihres Lebens als Supernova. Bei diesen gigantischen Explosionen werden die äußeren Schichten des Sterns ins All geschleudert, der Kern kollabiert zu einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Es gibt auch Supernovae bei Sternen mit geringerer Masse – allerdings nur in bestimmten Doppelsternsystemen.

Explosives Ende

Sterne von der Größe der Sonne brennen dagegen recht unspektakulär vor sich hin – und zwar ziemlich lange. Ein Stern mit zehnfacher Sonnenmasse leuchtet rund 4000-mal heller als die Sonne, seine Lebensdauer ist dafür aber verhältnismäßig kurz: Nach nicht einmal fünfzig Millionen Jahren ist Schluss. Die Sonne dagegen wird etwas mehr als zehn Milliarden Jahre alt. Ein Stern mit nur einem Zehntel Sonnenmasse strahlt sogar mit nicht einmal einem Tausendstel Sonnenleuchtkraft – und das für weit mehr als hundert Milliarden Jahre. Alle Sterne im Universum mit weniger als etwa drei Viertel Sonnenmassen müssen also in jedem Fall noch existieren, da ihre Lebensdauer das heute angenommene Weltalter von etwa 13,7 Milliarden Jahren übersteigt.

Aus der Gewichtsklasse der Sonne oder knapp darüber haben schon etliche Sterne ihr Kernfeuer beendet und das All mit schönen Nebeln angefüllt. In etwa fünf Milliarden Jahren wird sich auch unsere Sonne aufblähen, weit über die Erdbahn hinaus. Dabei kühlt sich die Oberfläche ab und die Sonne scheint nicht mehr gelb-weiß, sondern rötlich – sie ist zum Roten Riesen geworden. Die noch vorhandenen Brennstoffreste im Innern verbrennen nun immer schneller und die Sonne gerät schließlich in eine instabile Phase, flackert und pulsiert eine Zeit lang. Die Strahlung aus dem Innern treibt immer mehr Materie aus den dünnen Außenschichten hinaus ins Planetensystem und weiter ins All. Durch diesen sogenannten Sternwind verliert die Sonne fast die Hälfte ihrer Masse.

Im verbleibenden Rest der Sonne versiegt irgendwann die Energiequelle, und ohne den Strahlungsdruck aus dem Innern schrumpft der Stern zu einem Weißen Zwerg. Dieses kleine, sehr heiße Objekt ist etwa so groß wie die Erde, enthält aber gut die Hälfte der Sonnenmasse. Über Milliarden Jahre hinweg kühlt der Weiße Zwerg aus. In den ersten paar tausend Jahren regt er noch das zuvor abgestoßene Gas zum Leuchten an: Die Sonne wird für einige Zeit ein Weißer Zwerg mit einem wunderschönen Nebel sein – und mittendrin die Erde, die dann allerdings längst unbewohnbar ist. 

Viele offene Fragen

Soweit die Theorie. Doch niemand weiß, wie gut die Sternentwicklung wirklich verstanden ist. Die Grundidee mag stimmen und die Entwicklung der Sterne ist sicher besser verstanden als die Entstehung der Sterne – aber viele, viele Details sind noch unklar:

Ein Diagramm, aufgetragen ist die relative Helligkeit logarithmisch gegen die Oberflächentemperatur eines Sternes. Auf einem diagonalen Streifen befinden sich fast alle Sterne, einige auf davon abzweigenden Streifen. Die übrige Fläche ist weitgehend leer.
Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm
  • Welche Rolle spielt die Rotation eines Sterns?
  • Manche Sterne pulsieren, das heißt sie blähen sich regelmäßig auf und schrumpfen wieder etwas. Wie beeinflusst dieses Phänomen die weitere Entwicklung des Sterns? Haben Sterne mehrmals in ihrem Leben eine pulsierende Phase?
  • Wann und wie kommt es zur Konvektion? Bei der Konvektion steigen Blasen heißen Materials auf, kühlen sich ab und sinken wieder zurück ins Sterninnere – wie in brodelndem Wasser auf der Herdplatte. Die Energie wird im Innern von Sternen durch Strahlung und Konvektion transportiert. Die genauen Details sind aber noch weitgehend unklar.
  • Sternwind verursacht weitere Probleme – denn durch solchen Wind bläst ein Stern Teile seiner äußeren Schichten hinaus ins All. Der Stern verliert also Masse.
  • Magnetfelder spielen mit Sicherheit eine große Rolle bei der Entstehung und Entwicklung von Sternen (die Sonne hat ein starkes und sehr komplexes Magnetfeld, das unter anderem an den Sonnenflecken gut zu erkennen ist).
  • Und wie hängen alle diese Phänomene von der Masse der Sterne ab?

Solange all diese Dinge nicht verstanden sind, lassen sich auch Angaben über das Alter der Sterne nur sehr unvollkommen treffen. Dabei ist das Alter von Kugelsternhaufen eine immer wieder gern genannte Untergrenze für das Alter des Universums – wobei oft vergessen wird, dass die Angaben für das Alter der Kugelsternhaufen zwischen 11 und 15 Milliarden Jahren schwanken. Wären die Entstehung und die Entwicklung von Sternen besser verstanden, ließe sich auch das Alter der Sterne viel besser abschätzen.