Sterne & Sternentwicklung

Das Eisen in deinem Blut, das Calcium in deinen Knochen, der Kohlenstoff in jedem Molekül deines Körpers — alles bis auf den Wasserstoff ist im Inneren eines Sterns entstanden und beim Tod dieses Sterns hinausgeschleudert worden. Der Wasserstoff ist noch älter: Seine Kerne, nackte Protonen, stammen aus der ersten Sekunde des Universums — noch vor der primordialen Nukleosynthese, jenen ersten drei Minuten, in denen das ursprüngliche Helium, Deuterium und Lithium entstanden. Alles jenseits von H und He im Periodensystem verdankt sich der Nukleosynthese in Sternen. Carl Sagans Wendung, wir bestehen aus Sternenstaub, ist deshalb keine Metapher, sondern eine tragende Aussage der Kernastrophysik. Cecilia Payne wies 1925 in ihrer Harvard-Dissertation nach, dass die Sonne ganz überwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht — ein Ergebnis, das ältere Fachkollegen zunächst zurückwiesen, weil die Sonne der Erde in ihrer Zusammensetzung gleichen müsse, und das später niemand mehr bestritt. Bis 1939 hatte Hans Bethe die Proton-Proton-Kette und den CNO-Zyklus durchgerechnet.

Das nützlichste Diagramm der Sternphysik überhaupt ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm: Leuchtkraft gegen Oberflächentemperatur aufgetragen — und schon liegt der Lebenslauf der Sterne offen. Die meisten drängen sich auf einer Hauptreihe, die unten rechts bei kühlen Roten Zwergen anfängt und oben links bei heißen Blauen Riesen endet; dort verschmelzen sie den größten Teil ihres Lebens Wasserstoff zu Helium. Abseits davon sitzen Rote Riesen, Weiße Zwerge und Überriesen. Welchen Platz ein Stern einnimmt, entscheidet seine Masse, und die Masse bestimmt auch das Tempo: L ∝ M^3,5 — ein Stern von zwei Sonnenmassen brennt rund zehnmal schneller und lebt etwa fünfmal kürzer. Ein Roter Zwerg von 0,5 M_⊙ kommt auf rund 100 Milliarden Jahre, mehr als das bisherige Alter des Universums; an Altersschwäche ist deshalb noch keiner gestorben. Auch das Ende hängt an der Masse. Massearme Sterne von rund 0,08 bis 8 M_⊙, die Sonne eingeschlossen, brennen auf der Hauptreihe Wasserstoff, blähen sich zum Roten Riesen auf, sobald der Wasserstoff im Kern erschöpft ist, verschmelzen Helium über den Drei-Alpha-Prozess zu Kohlenstoff, stoßen die Hülle als planetarischen Nebel ab und enden als Weißer Zwerg, den der Entartungsdruck der Elektronen trägt. Schwerere Sterne von rund 8 bis 25 M_⊙ treiben die Fusion über Kohlenstoff hinaus durch Neon, Sauerstoff und Silizium, bis im Kern Eisen steht und weitere Fusion keine Energie mehr liefert. Der Kern stürzt binnen Sekunden zusammen, die äußeren Schichten fliegen in einer Kernkollaps-Supernova davon, übrig bleibt ein Neutronenstern von etwa 1,4 M_⊙ in rund zwölf Kilometern Radius. Oberhalb von etwa 25 M_⊙ geht der Kollaps weiter bis zum stellaren Schwarzen Loch. Der LIGO-Nachweis GW150914 von 2015 war die erste direkte Beobachtung von Objekten, die auf diesem Weg entstehen.