Massearme Sterne

Sterne bis etwa 2,5 Sonnenmassen werden als massearm bezeichnet. Sterne zwischen 2,5 und 8 Sonnenmassen haben eine mittlerer Masse. Diese Sterne entwickeln sich deutlich langsamer als massereiche Sterne. Massearme Sterne haben die längste Lebensdauer. Die Sonne z. B. hat eine Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren. Noch masseärmere Sterne wie die Roten Zwerge haben Lebenszeiten zwischen 20 Milliarden Jahren und länger. Sterne mittlerer Masse haben Lebenszeiten von einigen Milliarden Jahren.

Nach ihrer Geburt entsteht zunächst ein Protostern. Später entwickelt sich dieser zu einem Hauptreihenstern, d. h. der Stern erreicht im Hertzsprung-Russell Diagramm die Hauptreihe. Jetzt befindet sich der Stern in seiner stabilen Lebensphase, wo er Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Massearme Sterne sind die besten Kandidaten, wenn um die Entwicklung von Leben geht. Nur sie haben eine ausreichend lange Lebensdauer, um die Entwicklung von Leben überhaupt zu ermöglichen. Weiterhin strahlen sie die meiste Energie im Bereich des sichtbaren Lichtes ab und haben nur eine geringe UV-Strahlung.

Sterne mittlerer Masse haben schon eine deutlich kürzere Lebensdauer und eine viel stärkere UV-Strahlung, so dass es hier mit der Entwicklung von Leben schon schwieriger ist. Einige halten es aber für möglich, dass sich Leben mit Hilfe von raffinierten Anpassungsmechanismen auch noch bei einem Hauptreihenstern der Spektralklasse F entwickeln könnte.

Massearme Sterne sowie Sterne mittlerer Masse enden immer als Weißer Zwerg. Wie das Ende genau aussieht, hängt von der Masse des Sterns ab:

Lebensende von Sternen bis 0,5 Sonnenmassen

Massearme Sterne wie die Roten Zwerge enden relativ unspektakulär. Bei ihnen erfolgt der Energietransport nach außen überwiegend durch Konvektion. Ist der Wasserstoff verbraucht, nimmt die Temperatur im Kern langsam ab, wodurch der Druck nach außen nachläßt und die Schwerkraft die Oberhand gewinnt. Der Rote Zwerg zieht sich zusammen. Dadurch steigt die Temperatur im Kern wieder etwas an. Aufgrund der geringen Masse der roten Zwergsterne kann bei ihnen nicht die Fusion des Heliums einsetzen, weil die dafür erforderliche Temperatur im Kern nicht erreicht wird. Stattdessen entsteht ein Weißer Zwerg. Dieser kühlt im Lauf der Zeit sehr langsam ab und endet als Schwarzer Zwerg.

Lebensende von Sternen zwischen 0,5 und 4 Sonnenmassen

Sterne zwischen 0,5 und 4 Sonnenmassen haben genug Masse, um am Ende ihres Lebens die Fusion von Helium in Kohlenstoff einsetzen zu lassen. Das erzeugte Helium sammelt sich wie bei allen Sternen im Zentrum des Kerns an, da es schwerer wie Wasserstoff ist. Im fortgeschrittenen Alter enthält der Stern in seinem Zentrum eine Kugel aus Helium.

Ist der Wasserstoff fast verbraucht, lassen Temperatur und Druck im Kern zunächst nach, wodurch die Schwerkraft siegt und den Kern zusammenzieht. Dadurch erhitzt sich der Kern wieder und der äußere Bereich des Kerns wird so heiß, dass dort noch vorhandener Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Es bildet sich eine kugelförmige Schale um den Kern des Sterns, in dem die Fusion von Wasserstoff in Helium stattfindet. Man spricht hier auch vom Schalenbrennen.

Der innere Kern des Sterns wird durch den Kollaps immer heißer. Bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen Grad wird die Heliumfusion gezündet. Durch den zunehmenden Gasdruck aus dem Kern heraus werden die äußeren Schichten des Sterns ausgedehnt - er bläht sich zu einem Roten Riesen auf.

Ist auch das Helium im Kern verbraucht, versiegt die Fusion im Kern langsam. Wenn die Kernfusion und damit der Gasdruck aus dem Innern des Kerns nachlassen, gewinnt die Schwerkraft wieder und komprimiert den Kern. Dabei nimmt die Temperatur im Kern wieder zu und in den äußeren Bereichen des Kerns wird noch vorhandenes Helium zu Kohlenstoff fusioniert. Es bildet sich eine zweite Schale um den Kern herum. Aber auch dieses Helium ist bald verbraucht, womit das Schalenbrennen wieder erlischt.

In diesem letzten Lebensabschnitt des Sterns wird ein Teil seiner äußeren Hülle abgestoßen und dehnt sich wie eine Seifenblase um ihn herum aus. Der Stern verliert so einen Teil seiner Masse. Das beste Beispiel dafür ist der Ringnebel M 57 im Sternbild Leier.

Der erloschene innere Kern des Sterns, der überwiegend aus Kohlenstoff besteht, zieht sich durch die Schwerkraft immer weiter zusammen. Um eine weitere Fusionsstufe im Kern zu zünden, reichen Druck und Hitze aber nicht aus. Dies ist nur bei Sternen mit größeren Massen der Fall. Der Kollaps des Kerns wird erst durch Druck der Elektronen gestoppt. Es entsteht ein kleiner, weißer und sehr dichter Kern - ein Weißer Zwerg.

Ein typischer Weißer Zwerg hat einen Durchmesser von einigen 1.000 Kilometern. Durch die starke Komprimierung der Materie ist seine Dichte sehr hoch. Ein würfelzuckergroßes Stück aus dem Innern eines Weißen Zwerges würde auf der Erde etwa 1 Tonne wiegen!

Im weiteren Verlauf kühlen solche Weißen Zwerge sehr langsam ab und erkalten immer mehr. Sie werden zu Schwarzen Zwergen. Allerdings wird vermutet, dass das Weltall mit seinen etwa 14 Milliarden Jahren noch nicht alt genug ist, um Schwarze Zwerge hervorgebracht zu haben.

Lebensende von Sternen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen

Sterne zwischen 4 und 8 Sonnenmassen durchlaufen an ihrem Lebensende zunächst den gleichen Weg wie bei den Sternen zwischen 0,5 und 4 Sonnenmassen beschrieben. Auch sie blähen sich zu Roten Riesen auf.

Sterne ab 4 Sonnenmassen haben aber genug Masse, um nach der Heliumfusion im Kern eine so hohe Temperatur zu erzeugen, dass die Fusion von Kohlenstoff einsetzen kann. Ist auch der Kohlenstoff verbraucht, versiegt die Fusion langsam und der Kern wird komprimiert. Dabei nehmen Druck und Temperatur im Kern wieder zu, reichen allerdings nicht aus, um eine weitere Fusionsstufe im Kern zu zünden.

Zurück bleibt auch hier ein Weißer Zwerg, der langsam zu einem Schwarzen Zwerg erkaltet.