Sterne faszinierten die Menschheit schon seit jeher mit ihrem magischen Leuchten am nächtlichen Firmament. Sie waren Wegweiser auf den Meeren und galten in vielen Kulturen als Schicksalsbringer. Und sie wirken, als existierten sie ewig – zumindest nach menschlichem Maßstab.

Bereits im antiken Griechenland wurde vermutet, dass Sterne weitere Sonnen sein könnten, nur in unvorstellbar großer Entfernung. Was über Jahrtausende ein großes Rätsel war, ist heute gesichertes Wissen: Selbst die nächstgelegenen Sterne sind viele Lichtjahre entfernt – Distanzen, die mit heutigen Mitteln unüberwindbar scheinen. Spektralanalysen zeigten zudem, dass andere Sterne chemisch der Sonne sehr ähnlich sind. Damit war klar: Unsere Sonne ist nicht einzigartig, sondern nur eine unter Milliarden von Sonnen.

Doch die Sterne im Universum sind vielfältiger, als man lange Zeit dachte – von kleinen, unscheinbaren Zwergen bis hin zu gigantischen Sternen, gegen die unsere Sonne kaum größer als ein Staubkorn wirkt. Und wie wir Menschen durchlaufen auch Sterne einen Lebenszyklus – von der Geburt in kosmischen Nebeln bis zum spektakulären Ende. Manche sterben still und leise, andere in einem der gewaltigsten Ereignisse des Universums: einer Supernova.

Sterne sind wie Menschen – sie werden geboren, und sie sterben

Lange Zeit war der Entstehungsprozess eines Sterns unklar. Heute wissen wir, dass Sterne sich durch Kontraktion riesiger interstellarer Gas- und Staubwolken bilden – und dass Planetenbildung nahezu stets ein Begleitprozess ist.

Wenn eine riesige interstellare Wolke – meist aus Wasserstoff, dem leichtesten und häufigsten aller Elemente – sich unter der eigenen Gravitation zusammenzieht, wächst im Inneren der Druck und die Temperatur. Sind diese hoch genug, entzünden sich thermonukleare Reaktionen – ein Stern wird geboren.

Tatsächlich hat sich gezeigt, dass die Sterne im frühen Universum wohl deutlich größer und massereicher waren als die heutige Sterngeneration – sie konnten das 100- bis 260-fache der Sonnenmasse haben. Entsprechend schnell brauchten sie auch ihren Wasserstoffvorrat – ihren Treibstoff – auf. Zudem bestanden sie hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, denn schwerere Elemente bildeten sich erst später infolge von Supernovaexplosionen nach dem Ableben bereits bestehender Sterne (was weiter unten erläutert wird).

Wie genau der Lebenszyklus eines Sterns aussehen wird, entscheidet sich hauptsächlich durch seine Anfangsmasse (sowie durch die anfängliche Konsistenz der Wolke). Ist die Masse sehr klein, dann entsteht ein Kleiner Roter Zwerg (oder gar ein Brauner Zwerg, der kaum brennt), der sehr lange leben kann. Ist die Masse dagegen größer, so entstehen sogenannte Gelbe Zwerge, zu denen auch unsere Sonne gehört. Ist die anfängliche Masse schließlich sehr groß, etwa über 10 Sonnenmassen, dann entwickelt sich der Stern recht schnell zu einem Blauen Riesen mit einer äußerst hohen Oberflächentemperatur.

Doch ganz gleich, wie ein Stern genau geboren wird, im Laufe seines Lebens verbraucht er seinen Treibstoff und sein Leben nähert sich seinem Ende. Wie dieses Endszenario genau aussieht, hängt ebenfalls von seiner Masse ab. Doch generell gilt: Je größer ein Stern, desto gewaltiger und spektakulärer sein Ende.

Fusionsreaktoren kosmischer Größe

Im Inneren eines jeden Sterns – mit Ausnahme von Weißen Zwergen und Neutronensternen, auf die wir weiter unten zu sprechen kommen werden – laufen Kernfusionsprozesse ab, ihre Intensität aber richtet sich nach der genauen Beschaffenheit des Sterns. Je massereicher ein Stern ist, desto heißer sein Inneres und desto schneller laufen auch seine Fusionsprozesse ab.

In der anfänglichen und längsten Phase findet die Verbrennung von Wasserstoff statt, wodurch im Endeffekt (und infolge verschiedener Reaktionen) Wasserstoff zu Helium fusioniert. Diese Fusion ist die Hauptenergiequelle des Sterns, die seine immens hohe Temperatur und zugleich den thermischen Druck erzeugt, der der Gravitation, die den Stern kollabieren lassen will, standhält.

Tatsächlich lassen sich dieser und die weiteren Verbrennungsprozesse eigentlich erst durch Einsteins Relativitätstheorie korrekt beschreiben. Bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium wird Masse in Energie umgewandelt gemäß der Formel \(E = m \cdot c^2\), wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist. Da c einen sehr großen Wert besitzt (c = 299.792,458 km/s), wird bereits eine kleine Masse in einen immens hohen Energieanteil umgewandelt. Während bei der Hiroshima-Bombe, deren Energieproduktion ebenfalls durch Massenumwandlung stattfand, weniger als ein Gramm Masse in Energie umgewandelt wurde (und diese bereits ausreichte, um eine ganze Stadt zu zerstören), werden in der Sonne 4 Millionen Tonnen an Masse in Energie umgewandelt – pro Sekunde.

Sobald der Wasserstoffvorrat eines Sterns sich dem Ende neigt und der Kern des Sterns fast vollständig aus Helium besteht, bläht er sich zu einer gewaltigen Größe auf und nimmt die Form eines Roten Riesen an, auf dessen Beschreibung wir weiter unten eingehen werden. In diesem finden weitere Fusionsprozesse während des sogenannten Schalenbrennens statt – einem Vorgang in einem alternden Stern. Die Energieerzeugung durch Wasserstoffbrennen verlagert sich vom innersten Volumen in die Peripherie, während im Kern zunächst Helium zu Kohlenstoff und später dann, je nach Masse des Sterns, noch weitere schwerere Elemente fusioniert werden (Abb. 1).

Spätestens jedoch, sobald die Fusion beim Eisen angelangt ist (für die ein Stern jedoch sehr massereich sein muss), setzen die Kernfusionsprozesse aus. Der Grund für das Aussetzen der Prozesse liegt darin, dass eine Fusion zu noch schwereren Elementen endotherm wäre und somit eine Energiezufuhr von Außen benötigen würde, die jedoch nicht zur Verfügung steht. Die Gravitation gewinnt damit den finalen Kampf und der Stern kollabiert – und explodiert in einer Supernova, einem der gewaltigsten Ereignisse in unserem Universum. Bei diesem spektakulären Ableben setzt der Stern wird innerhalb von Stunden oder gar Minuten mehr Energie frei als in seinem gesamten Leben zuvor. In diesem Zeitraum kann der Stern sogar seine gesamte Heimatgalaxie überstrahlen.

Nicht jeder Stern erreicht aber alle Stadien der möglichen Fusionsprozesse. Nur den schwersten Sternen ist es vergönnt, ihre Fusionen bis zum Eisen fortzuführen. Die folgende Tabelle gibt einen Überblick darüber, welche Fusionsphasen ein Stern in Abhängigkeit von seiner Masse erreichen kann (\(M_\odot\) bezeichnet dabei die Masse der Sonne):

• Wasserstoffbrennen: mindestens \(0{,}08 \ M_\odot\).
• Heliumbrennen: mindestens \(0{,}25 \ M_\odot\) bzw. \(0{,}5 \ M_\odot\) (je nach Quelle).
• Kohlenstoffbrennen: mindestens \(4 \ M_\odot\) bzw. \(5 \ M_\odot\) (je nach Quelle). Gemäß anderen Untersuchungen ist aber eigentlich die Masse des Kerns des Sterns nach dem Heliumbrennen entscheidend, die bei mindestens \(1 \ M_\odot\) bzw. \(1{,}06 \ M_\odot\) liegen muss (je nach Quelle).
• Neonbrennen: mindestens \(8 \ M_\odot\) bzw. \(11 \ M_\odot\) (je nach Quelle).
• Sauerstoffbrennen: mindestens \(8 \ M_\odot\) bzw. \(11 \ M_\odot\) (je nach Quelle).
• Siliciumbrennen: mindestens \(8 \ M_\odot\) bzw. \(11 \ M_\odot\) (je nach Quelle).

Hauptreihensterne

Der Begriff Hauptreihenstern ist ein Begriff aus der Astrophysik. Ein Stern gilt als Hauptreihenstern, wenn er zur größten Gruppe von Sternen gehört, die sich gerade in einem Stadium befinden, in dem sie Wasserstoff zu Helium verbrennen. Sobald der Wasserstoff verbraucht ist, verlässt der Stern die Hauptreihe. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im sogenannten Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD, Abb. 2) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden.

In diesem werden die absoluten Helligkeiten (vertikale Achse) gegen die Spektralklasse – auch Spektraltyp genannt – (horizontale Achse) aufgetragen. Dabei ist die Spektralklasse eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums. Ein ungefährer Größenvergleich typischer Vertreter bestimmter Spektralklassen ist in Abb. 3 zu sehen.

Die typischen Spektren verschiedener Spektralklassen sind in Abb. 4 dargestellt.

Unsere eigene Sonne beispielsweise ist ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp G, genauer vom Typ G2 V.

Rote und Braune Zwerge

Die kleinsten Mitglieder der Sternenfamilie sind die sogenannten Roten Zwerge (Abb. 5) und befinden sich am unteren Ende der Hauptreihe im HRD.

In ihrem Inneren herrschen Bedingungen, die gerade noch ein Wasserstoffbrennen ermöglichen. Das Brennen findet allerdings mit solch einer langsamen Geschwindigkeit statt, dass die derzeit diskutierten Modelle über Rote Zwerge von einer Lebensdauer ausgehen, die im Bereich von mehreren Billionen Jahren liegt und damit das derzeitige Alter des Universums um ein Vielfaches übersteigt.

Die Masse eines Roten Zwergen beträgt liegt zwischen etwa 7,5 Prozent und, je nach Definition, etwa 40 bis 60 Prozent der Sonnenmasse. Zieht sich eine interstellare Wolke kleinerer Masse als dem unteren Grenzwert von 7,5 Prozent der Sonnenmasse zusammen, so entsteht ein sogenannter Brauner Zwerg. Braune Zwerge sind Himmelskörper, die eine gewisse Sonderstellung zwischen Sternen und Planeten einnehmen. In ihrem Inneren zünden außer dem Beginn der Deuteriumfusion – der Kernfusion von Deuterium-Kernen mit Protonen oder anderen Deuterium-Kernen – keine weiteren thermonuklearen Reaktionen, da in ihrem Inneren keine genügend hohe Temperaturen herrschen. Sie werden deswegen auch oft als „gescheiterte Sterne“ bezeichnet. Da sie keine dauerhaften thermonuklearen Reaktionen aufrechterhalten können, leuchten Braune Zwerge auch nicht – oder höchstens im Infrarotbereich – und sind, selbst mit modernen Geräten, äußerst schwer aufzuspüren. Auch ist ihr Entstehungsprozess bis heute nicht eindeutig geklärt.

Das Ableben eines Roten Zwergen gestaltet sich relativ bescheiden. Er schrumpft langsam und kollabiert schließlich zu Weißen Zwergen (dessen Beschreibung weiter unten folgt), der überwiegend aus Helium bestehen. Seine geringe Masse verhindert nämlich, dass er sich nach dem Verbrauch seines Wasserstoffvorrats zu einem Roten Riesen aufbläht und die Heliumfusion im Kern zündet.

Tatsächlich sind Rote Zwerge alles andere als eine Seltenheit. Sie bilden etwa 70% aller Sterne in unserer Milchstraße, in elliptischen Galaxien kann ihr Anteil sogar bis zu 90% betragen. Nur sind sie derart leuchtschwach, dass wir Menschen sie mit bloßem Auge nicht wahrnehmen – selbst aus kleinster Entfernung. Würden wir sie also mit bloßem Auge genauso wahrnehmen können wir andere Sterne, würde unser Nachthimmel mit kleinen roten Punkten übersät sein. Der zu uns nächstgelegene Stern Proxima Centauri – eines der drei Sterne des Systems Alpha Centauri – ist beispielsweise ein Roter Zwerg. Seine Entfernung zu uns beträgt 4,246 Lichtjahre, aber selbst aus dieser Entfernung sehen wir ihn nicht mit bloßem Auge. Ein weiterer Roter Zwerg ist der Schnellläufer Barnards Stern, dessen Entfernung zu uns 5,978 Lichtjahre beträgt.

Rote Riesen und Blaue Riesen

Sobald ein Hauptreihenstern seinen Wasserstoffvorrat aufbraucht, bläht er sich zu einem Roten Riesen auf – einem gigantischen, jedoch recht kühlen und Stern rötlicher Farbe und sehr geringer Dichte (Abb. 6). Im HRD repräsentieren Rote Riesen den sogenannten Riesenast, welcher sich in der oberen rechten Ecke des Diagramms befindet.

Unsere Sonne wird sich nach aktuellen Berechnungen ebenfalls zu einem Roten Riesen aufblähen, dessen Ausmaße so gewaltig sein werden, dass sie Merkur und Venus und womöglich sogar auch die Erdumlaufbahn vollständig verschlingen wird.

Die Aufblähung zu einem Roten Riesen geschieht jedoch nicht schlagartig, sondern eher langsam und gleichmäßig. Im Stadium eines Roten Riesen kann ein Stern – wiederum abhängig von seiner Masse – einige Zeit verbringen. Die typische Lebensdauer eines Roten Riesen, der aus einem sonnenähnlichen Stern hervorging, beträgt etwa eine Milliarde Jahre. Schwerere Sterne dagegen verweilen deutlich kürzer in diesem Stadium.

Wie das weitere Schicksal des Sterns aussieht, hängt wiederum von seiner Masse ab. In masseärmeren Fällen wirft der Rote Riese nach Ablauf weiterer Kernfusionsprozesse seine äußere Hülle ab und kollabiert zu einem winzigen, aber sehr kompakten Weißen Zwergen, dessen Eigenschaften wir weiter betrachten werden. Solche Hüllenrelikte sehen wir heute in Form von prächtigen planetarischen Nebeln wie etwa dem Ringnebel M57 (Abb. 7) oder dem Hantelnebel M27.

Ist die Masse dagegen größer, etwa mehr als 8 Sonnenmassen, so findet der Rote Riese – in diesem Fall eigentlich Roter Überriese genannt – sein Finale in einer gewaltigen Supernovaexplosion. Dabei setzt er gewaltige Energiemengen frei – mehr als in seinem gesamten Leben zuvor – und wirft seine äußere Hülle mit einer gigantischen Geschwindigkeit in den Weltraum ab. Der Rest kollabiert entweder zu einem Neutronenstern (Beschreibung folgt weiter unten) oder direkt zu einem Schwarzen Loch.   

Der Stern Beteigeuze im Sternbild des Orion (links oben in den Schultern) ist beispielsweise ein sehr großer Roter Überriese mit einer Masse von etwa 16,5 – 19 Sonnenmassen und einem geschätzten Durchmesser von – je nach Quelle – dem knapp 800-fachen Durchmesser der Sonne. Zum Vergleich: Der Durchmesser der Sonne beträgt etwa 1.392.000 km. Er ist eigentlich noch ein sehr junger Stern, sein Alter wird auf nur 8 – 8,5 Millionen Jahre geschätzt, was weniger als 0,2% des Alters unserer Sonne ausmacht. Dennoch ist man sich heute einig, dass er innerhalb der nächsten 100.000 Jahre als Supernova aufgehen wird. Bei diesem Spektakel dürften wir ihn mehrere Tage lang als einen sehr hellen Stern beobachten, dessen Helligkeit der eines Halb- oder gar Vollmondes gleicht. Der bisher größte bekannte Roter Überriese ist der Stern UY Scuti mit einem geschätzten Radius von etwa 1.700 Sonnenradien, was etwa 1,188 Milliarden km entspricht.

Zu der Familie der Riesen gehören auch weitere Typen, nämlich die sogenannten Blauen Riesen. Ein Blauer Riese ist ein Riesenstern der Spektralklasse O oder B mit der 10- bis 50-fachen Sonnenmasse. Die Leuchtkraft Blauer Riesen ist allerdings höher als die der Hauptreihensterne (Abb. 8).

Im Gegensatz zu einem Roten Riesen, der seine Ausdehnungsgröße erst im Endstadium seiner Entwicklung erreicht, erreicht ein Blauer Riese diese Größe bereits im normalen Entwicklungsstadium. Seine hohe Masse führt zu einer hohen Dichte, hohem Druck und einer hohen Temperatur der Materie in seinem Inneren. Daraus resultiert eine im Vergleich zu masseärmeren Sternen hohe Kernreaktionsrate und die Fusionen laufen somit schneller ab als in gewöhnlichen kleineren Hauptreihensternen. Dies impliziert eine Energiefreisetzung, die eine deutlich höhere Oberflächentemperatur – etwa bis zu 40.000 Kelvin – nach sich zieht als etwa die der Sonne, deren Oberflächentemperatur etwa 5770 Kelvin beträgt. Aufgrund dieser hohen Temperatur liegt das Emissionsmaximum eines Blauen Riesen im ultravioletten Teil des Lichtspektrums, was den blauen Farbeindruck dieses Sterntyps und somit auch seinen Namen erklärt.

Im Sternbild des Orion befindet sich neben dem Roten Riesen Beteigeuze auch einige Blaue Riesen: Die drei Gürtelsterne Alnitak, Alnilam und Mintaka sowie der Stern Rigel (Abb. 9).

Auch Blaue Riesen blähen sich nach dem Aufbrauchen ihres Wasserstoffvorrats auf, und zwar zu einem Roten Überriesen. Anschließend, nachdem sie den für Rote Riesen und Überriesen typischen Lebenszyklus durchlaufen haben, enden sie in einer Typ II-Supernova.

Weiße Zwerge

Weiße Zwerge sind in gewissem Sinne Leichen von Sternen. Sie entstehen, nachdem ein massearmer Stern seine äußere Hülle in Form eines planetarischen Nebels abgeworfen hat und nur noch seinen kompakten Kern zurückbehält.

Weiße Zwerge sind typischerweise etwa von der Größe der Erde, können aber durchaus sogar etwas mehr als unsere Sonne wiegen, weswegen sie sehr dicht sind. Ein Teelöffel ihrer Materie wiegt somit im Bereich von mehreren Tonnen. Auch sind sie sehr heiß und erreichen Oberflächentemperaturen von 20.000 – 30.000 Grad und höher. Der Weiße Zwerg KPD 0005+5106 besitzt beispielsweise sogar eine Oberflächentemperatur von 200.000 Grad und ist derzeit in dieser Kategorie der Rekordhalter.

Auch beziehen sie ihre Energie nicht mehr aus Fusionsprozessen – diese existieren in einem Weißen Zwergen nicht mehr –, sondern aus der Restwärme, die er im Laufe seiner Existenz im Kern angesammelt hat. Er kühlt somit langsam aus, was nach den derzeitigen Modellen sogar Billionen von Jahren dauern kann und in einem Schwarzen Zwergen enden dürfte – einem sehr kompakten und kalten kugelförmigen Körper, der keinerlei Strahlung mehr abgibt. Diese immens lange Auskühlungsdauer dürfte der Grund dafür sein, dass die Physik bislang noch keinen einzigen Schwarzen Zwergen beobachtet hat – das Universum mit seinem derzeitigen Alter von 13,8 Milliarden Jahren ist schlicht zu jung dafür. Insgesamt ist aber die langfristige Entwicklung Weißer Zwerge ungewiss und bislang nur hypothetischer Natur, da sie von vielen kosmischen Faktoren abhängt, die derzeit ebenfalls noch untersucht werden.

Ein weiterer Unterschied zu gewöhnlichen Sternen ist zudem die Natur seines Druckgleichgewichts: Im Inneren eines Weißen Zwergen herrscht ein sogenannter Entartungsdruck – ein quantenmechanischer Druck, der durch entartete Elektronen erzeugt wird und verhindert, dass der Stern unter seiner eigenen Gravitation zusammenbricht (solange er nicht eine gewisse kritische Massengrenze erreicht).

Tatsächlich können Weiße Zwerge, trotz ihrer sehr kleinen Größe, bereits mit einfachen astronomischen Instrumenten beobachtet werden. Der berühmte Hantelnebel M27 (Abb. 10), der im Sommer von der Nordhalbkugel aus gut sichtbar am Himmel steht, ist ein planetarischer Nebel, der in seinem Zentrum einen Weißen Zwergen beherbergt.

Interessant ist zudem die Tatsache, dass die Größe eines Weißen Zwergen mit zunehmender Masse abnimmt – je schwerer ein Weißer Zwerg also ist, desto kleiner ist er. Genauer gilt die folgende Proportionalitätsbeziehung zwischen der Masse M und dem Radius R eines Weißen Zwergen:

\(R \sim \frac{1}{M^{\frac{1}{3}}}.\)

Dieses nicht intuitive Verhalten lässt sich damit erklären, dass die Elektronen mit steigendem Gravitationsdruck enger zusammengepresst werden und damit der pro Elektron benötigte Raum kleiner wird. In Folge dessen reduziert sich der Radius des Weißen Zwergen.

Die Chandrasekhar-Grenze und Supernovae vom Typ Ia

Weiße Zwerge leben nicht selten in Symbiose mit einem weiteren Stern, der sich noch in seiner Fusionsphase befindet. Dabei saugt er seinem Begleiter dank seiner großen Gravitation kontinuierlich Materie ab, wodurch er langsam an Masse gewinnt.

Tatsächlich aber kann ein Weißer Zwerg nicht beliebig schwer werden, wie theoretische physikalische Modelle zeigen. Sobald seine Masse die sogenannte Chandrasekhar-Grenze, die etwa bei 1,44 Sonnenmassen liegt, überschreitet, wird er instabil und kollabiert ruckartig. Im Ergebnis explodiert er in einer gewaltigen Supernovaexplosion, die als Supernova vom Typ Ia bekannt ist (Abb. 11).

Die Bestimmung dieser Massengrenze für einen Weißen Zwergen geht auf den US-amerikanischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar (Abb. 12) zurück, der diese Entdeckung im Alter von 19 Jahren machte. 1983 erhielt er den Nobelpreis „für seine theoretischen Studien der physikalischen Prozesse, die für die Struktur und Entwicklung der Sterne von Bedeutung sind“.

Diese Supernovaexplosionen spielen eine bedeutende Rolle in der Astronomie, da sie stets denselben Helligkeitsverlauf besitzen und sich somit als sogenannte Standardkerzen für Entfernungsmessung eignen. Da ihre Helligkeitsausbrüche noch über viele Milliarden Lichtjahre Entfernung registriert werden können, eignen sie sich für die Messung riesiger kosmischer Distanzen und gelten darüber hinaus als die bisher genauesten Entfernungsmesser. Neben den Supernovae vom Typ Ia existieren aber noch weitere Standardkerzen, mit denen Entfernungen auf kosmischen Skalen gemessen werden, auf die wir weiter unten noch eingehen werden.

Neutronensterne und Schwarze Löcher

Während Rote Riesen, die sich aus masseärmeren Sternen entwickelt haben, nach Ablauf ihrer Fusionsprozesse zu einem Weißen Zwergen kollabieren, kollabieren die schwereren Roten Überriesen zu einem Neutronenstern oder sogar direkt zu einem Schwarzen Loch. Neutronensterne sind gewissermaßen die deutlich kompakteren Versionen Weißer Zwerge. Auch sie erzeugen ihre Wärme nicht mehr durch Fusionsprozesse, und auch in ihnen hält der Entartungsdruck der Gravitation stand. Während Weiße Zwerge typischerweise die Größe eines Gesteinsplaneten besitzen, sind Neutronensterne – bei etwa vergleichbarer Masse – etwa von der Größe einer Großstadt. Ihr Radius nimmt üblicherweise nur Werte zwischen 10 und 12 Kilometern an. Damit sind sie auch wesentlich dichter als Weiße Zwerge – ein Teelöffel Neutronensternmaterie kann mehrere Milliarden Tonnen wiegen.

Tatsächlich ist es sinnlos zu fragen, aus welchem Material bzw. aus welchen Elementen ein Neutronenstern besteht. In diesem sind nämlich die Protonen und die Elektronen so dicht angeordnet, dass sie gewissermaßen ineinander „hineingepresst“ sind und der ganze Stern als ein riesiger Ball aus Neutronen betrachtet werden kann – daher sein Name.

Auch rotieren Neutronensterne sehr schnell: Da ein Teil des riesigen Drehimpulses des Ausgangssterns auf den Neutronenstern übertragen wird, sein Radius jedoch deutlich kleiner ist als der des Ausgangssterns, können Neutronensterne sogar mehrere Hundert Mal pro Sekunde rotieren. Den aktuellen Rekord hält derzeit der Neutronenstern XTE J1739-285: Er dreht sich 1122-mal pro Sekunde um sich selbst. Sowohl ihre immense Gravitation (an der Oberfläche) als auch ihre unvorstellbar schnelle Rotation erzeugen Effekte, die sich nur noch durch die Relativitätstheorie, aber nicht mehr durch die klassische Mechanik erklären lassen – deswegen werden Neutronensterne auch als „relativistische Sterne“ bezeichnet.

Berechnungen und Simulationen zeigen, dass Neutronensterne überdies sehr glatte Objekte sind. Ihre Oberfläche ist spiegelglatt, denn jede kleinste Unebenheit wird durch die immense Gravitation wieder „glattgebügelt“ – im Gegensatz zu den klassischen Sternen, die sich durch gar keine scharfen Konturen abgrenzen. Im Übrigens existiert auch für Neutronensterne eine Massengrenze. Diese liegt wahrscheinlich bei etwa 2,25 Sonnenmassen, wobei der genaue Wert noch Gegenstand wissenschaftlicher Debatte ist. Sobald ein Neutronenstern diese Masse überschreitet, kollabiert er wahrscheinlich zu einem Schwarzen Loch.

Schwarze Löcher sind noch extremere Objekte, und womöglich die mit der bislang rätselhaftesten Natur. Würde man ein Objekt noch weiter zusammenpressen als es für ein Neutronenstern der Fall ist, so würde ein hochkompaktes Objekt entstehen, aus dessen Gravitationsgriff sich nicht einmal das Licht lösen kann. Genau solche Objekte bezeichnet man als Schwarze Löcher (Abb. 13).

Stellare Schwarze Löcher – das sind typischerweise Schwarze Löcher mit der Masse im Bereich von einigen bis einigen Dutzend Sonnenmassen – entstehen in der Regel durch den Kernkollaps bei einer Supernovaexplosion eines besonders schweren Sterns. Diese können dann weiter verschmelzen und noch schwerere Schwarze Löcher bilden, die man dann Intermediäre Schwarze Löcher (Masse: 100 – 100.000 Sonnenmassen), Supermassive Schwarze Löcher (Masse: 100.000 – 10 Milliarden) und Ultramassive Schwarze Löcher (Masse: >= 10 Milliarden Sonnenmassen) nennt. Beobachtungen haben ergeben, dass im Herzen einer nahezu jeden Galaxie ein Supermassives oder gar Ultramassives Schwarzes Loch sitzt und die Dynamik der Galaxie entscheidend prägt.

Veränderliche Sterne

Der erste veränderliche Stern – Delta Cephei – wurde im Jahr 1784 vom englischen Astronomen John Goodricke entdeckt. Es war ein veränderlicher Stern im Sternbild Kepheus (Abb. 14), ein Gelber Überriese, wie wir heute wissen, der sich in einer Entfernung von 887 Lichtjahren von der Sonne befindet und seine scheinbare Helligkeit mit einer Periode von genau 5,36643 Tagen zwischen 3,48m und 4,37m periodisch ändert.

Die fundamentale Bedeutung dieser sogenannten δ-Cepheiden – pulsierenden Sternen mit einer Masse von ca. 4 – 10 Sonnenmassen– erkannte die Astronomin Henrietta Swan Leavitt, als sie Sterne dieses Typs in der Großen und Kleinen Magellanschen Wolke untersuchte. Sie fand im Jahr 1912 ihre berühmte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für Sterne dieses Typs, was die δ-Cepheiden damit zu idealen Kandidaten für Standardkerzen machte, also zu „standardisierten Leuchtkörpern“, die sich für Entfernungsmessung eignen. Da δ-Cepheiden ziemlich leuchtkräftige Sterne sind, können sie noch problemlos in anderen Galaxien unserer galaktischen Nachbarschaft ausgemacht und so ihre Entfernung bestimmt werden. Auf diese Weise hatte Edwin Hubble beispielsweise gezeigt, dass die Andromedagalaxie eine eigenständige Galaxie ist und eine deutlich größere Entfernung zu uns besitzt als die entlegensten Sterne unserer Milchstraße – auch wenn er ihren Abstand aufgrund fehlender Unterscheidung zwischen Cepheiden-Typen noch etwa um den Faktor 3 falsch geschätzt hatte.

Eine weitere berühmte Klasse pulsationsveränderlicher Sterne sind die RR-Lyrae-Sterne. Ihr Name wird abgeleitet vom Stern RR Lyrae, einem Riesenstern in einer Entfernung von etwa 820 Lichtjahren.

Die RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne vom Spektraltyp A bis F mit einer periodischen Lichtkurve und einer Pulsationsperiode zwischen 0,2 und 1,2 Tagen. Ihre Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnituden. Es sind relativ alte und recht leichte Riesensterne mit etwa einer halben Sonnenmasse und dem etwa 5-fachen Sonnendurchmesser. Aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen werden sie auch Haufenveränderliche genannt. RR-Lyrae-Sterne werden sogar strenggenommen in drei Gruppen eingeteilt (RRab, RRc und RRd), deren genaue Bedeutung für uns aber keine Rolle spielt.

Ein gemeinsames Charakteristikum der RR-Lyrae-Sterne ist ihr Alter: Sie sind in der Regel mindestens 10 Milliarden Jahre alt und deswegen ziemlich metallarm. Deshalb können RR-Lyrae-Sterne nur in sogenannten Sternpopulationen des Typs II – unsere Sonne gehört beispielsweise zu der jungen Population des Typs I – auftreten und sind ein leicht zu bestimmender Indikator für die Entwicklungsgeschichte eines Sternsystems. Mit ihrer Hilfe kann beispielswiese die Metallhäufigkeit innerhalb unserer Lokalen Gruppe bestimmt werden.

Die besondere Bedeutung der RR-Lyrae-Sterne liegt darin, dass sie sich – genau wie die δ-Cepheiden – als Standardkerzen eignen, um Entfernungen zu bestimmen. Allerdings sind sie weniger hell und haben deshalb eine kleinere Reichweite, in der sie als Entfernungsmesser verwendet werden können.

Wolf-Rayet-Sterne

Wolf-Rayet-Sterne – benannt nach den französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet – sind keine Sterntypen im klassischen Sinne, sondern freigelegte Kerne massereicher Sterne. Sie werden auch keiner der üblichen Spektralklassen zugeordnet, sondern bilden einen eigenen Typ.

Wolf-Rayet-Sterne sind äußerst selten, denn die Voraussetzung für ihre Entstehung ist eine genügend hohe Masse des Sterns – die bislang ermittelten Massen bekannter Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 10 und 265 Sonnenmassen. Nach dem Wasserstoffverbrauch verbrennen solche massereichen Sterne in ihren Kernen Helium und dann immer schwerere Elemente. Während dieser Phase stoßen sie einen starken Sternwind ab, der ihre äußere Wasserstoffhülle wegbläst und ihren Kern somit freilegt.

Beispiele für Wolf-Rayet-Sterne, die sich und ihre umgebenden Nebel beobachten lassen, sind in Abb. 15 und Abb. 16 gegeben.

Dadurch, dass ihre Kerne freigelegt sind, erreichen die Oberflächentemperaturen von Wolf-Rayet-Sternen sehr hohe Werte: Die typischen Oberflächentemperaturen von Wolf-Rayet-Sternen liegen zwischen 20.000 und 120.000 Grad. Der bisher heißeste Wolf-Rayet-Stern ist der Stern WR 102 mit einer Oberflächentemperatur von etwa 210.000 Grad.

Die Lebensdauer eines Wolf-Rayet-Sterns hängt ebenfalls von seiner Masse ab – massereiche Wolf-Rayet-Sterne sollten nach rechnerischen Simulationen in der Größenordnung von 500.000 Jahren existieren.

Methusalem-Sterne

Als Methusalem-Sterne bezeichnet man – in Anlehnung an die biblische Figur Methusalem, der der Legende 969 Jahre alt wurde und damit jedes menschliche Alter bei Weitem übertraf – Sterne, die ein enorm hohes Alter aufweisen. Ein Alter, das in der Regel über 12,5 Milliarden Jahren liegt und dem derzeitigen Alter des Universums von etwa 13,8 Milliarden sehr nahekommt.

Eine Studie hat gezeigt, dass es alleine im Zentrum unserer Milchstraße etwa 100.000 solcher uralten Sterne gibt. Da es sich bei ihnen um Sterne handelt, die in der Frühzeit des Universums entstanden sind, weisen sie einen geringen Metallgehalt auf und sind damit deutlich metallärmer als „normale“ Sterne.

Ein Beispiel eines Methusalem-Sterns ist der Stern HD 140283 im Sternbild Libra (Abb. 17).

Mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops wurde seine Entfernung auf 190 Lichtjahre bestimmt und das Alter – allerdings nur mit einer Genauigkeit von \(\pm 800\) Millionen Jahren – auf etwa 14,5 Milliarden Jahre abgeschätzt. Zwar würde der Mittelwert dieser Schätzungen das Alter des Universums übersteigen, aufgrund der Unbestimmtheit des Wertes steht sein Alter jedoch nicht zwingend im Widerspruch zum Alter des Universums. Neuere Messungen haben sein Alter sogar leicht herabgesetzt.

Sterne sind bei genauer Betrachtung weit mehr als nur Lichtpunkte am nächtlichen Firmament – sie sind die Baumeister der Elemente des Lebens. Und können weitaus seltsamer sein als unsere friedliche Sonne.

Sie durchlaufen, genau wie wir Menschen, einen äußerst komplexen Lebenszyklus, dessen Phasen sich teilweise nur mit Hilfe moderner Physik – der Quantenmechanik und der Relativitätstheorie – erklären lassen. Und obwohl wir heutzutage viele Dutzende verschiedener Sterntypen kennen und viel über ihren Lebenszyklus und die Prozesse in ihrem Inneren wissen, entdecken wir bisweilen immer noch seltsame Sterne, die sich nicht in das bekannte Schema fügen wollen. Das zeigt, dass wir trotz intensivster Forschung noch immer Vieles über die Natur der Sterne nicht verstehen und unsere Anstrengungen noch weiter intensivieren müssen.