- Entstehung eines Sterns - Bernd Teuber
Sterne bilden sich aus großen, diffusen Gaswolken, die sich aufgrund ihrer Schwerkraft verbinden. Im Kern verdichtet sich das verwirbelte Gas derart, dass es in einzelne Fragmente zerfällt, von denen jedes zu einem Stern wird. Auf diese Weise entsteht eine Ansammlung von Sternen unterschiedlicher Masse - von einem Zehntel bis hin zum Hundertfachen der Sonnenmasse. Zunächst beleuchtet ein neugeborener Stern die ihn umgebende Gaswolke, wie man das heute am Orion-Nebel erkennen kann. Allmählich wird dieser Gasnebel jedoch fortgeblasen, und der Sternhaufen zerfällt in Einzelsterne.
So entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren auch die irdische Sonne. Während dieser Entwicklung finden im Kern eines jeden Sterns Kernfusionen statt, wobei, wie in einer Wasserstoffbombe, laufend Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Die dabei freiwerdende Kernenergie sorgt dafür, dass der Stern leuchtet. Irgendwann wird der Wasserstoff im Zentrum durch Helium-Asche ersetzt. Der Stern verändert sich. Sein Zentrum schrumpft, während die äußeren Schichten auf ein Hundertfaches der ursprünglichen Größe anschwellen. Wenn der "Kernreaktor" der irdischen Sonne eines Tages durch das Helium erstickt wird, bläht sie sich zu einem "Roten Riesen" auf und verschlingt dabei die Planeten Venus und Merkur.
Massereiche Sterne verzehren den Wasserstoff in ihrem Inneren viel schneller
"Rote Riesen" haben nur eine relativ kurze Lebensdauer. Am Ende stößt der Stern den angeschwollenen Gasnebel ab, der dann als planetarischer Nebel sichtbar wird, während der Mittelpunkt zu einem kleinen, extrem dichten Stern schrumpft, einem sogenannten "Weißen Zwerg". Seine Größe entspricht in etwa der Erde beziehungsweise einem Hundertstel der gegenwärtigen Sonnengröße. Er besteht aus einem Gas, das einige hunderttausendmal dichter ist als Wasser.
Massereiche Sterne haben eine noch geringere Lebensdauer, da sie den Wasserstoff in ihrem Inneren viel schneller aufzehren. In schweren Sternen können aus Helium auch andere Elemente entstehen - vor allem Kohlenwasserstoff, Eisen und Silizium. Bei einer gewaltigen Supernova-Explosion, die heller leuchtet als 1000 Millionen Sonnen, werden die äußeren Schichten schließlich abgestoßen. Das Innere der Supernova stürzt währenddessen in sich zusammen. Dadurch verbinden sich die subatomaren Partikel (Elektronen und Protonen) zu Neutronen. Da diese viel kleiner sind als Atome, ist der entstehende Neutronenstern mit etwa 25 Kilometern Durchmesser sehr winzig, aber von so enormer Dichte, dass ein Tropfen seiner Materie mehr als eine Million Tonnen wiegt.
In der Umlaufbahn normaler Sterne existieren ebenfalls Neutronensterne
Seine Dichte ist eine Billiarde Mal größer als die von Wasser. Viele der schnell rotierenden Neutronensterne senden Radiowellen aus, die auf der Erde zigmal pro Sekunde als "Blitze" erfasst werden. Radioastronomen in Cambridge entdeckten dieses Phänomen erstmals im Jahr 1967 und nannten diese aufblitzenden Neutronensterne "Pulsare".
Auch in der Umlaufbahn normaler Sterne wurden Neutronensterne entdeckt. Der Neutronenstern entzieht seinem Begleiter Gas. Während es durch das Gravitationsfeld gezogen wird, erhitzt es sich aufgrund der Reibung so stark, dass es nicht mehr sichtbares Licht, sondern Röntgenstrahlen aussendet. Mit Hilfe von Satelliten wurden eine Reihe solcher ungleicher Sternengemeinschaften entdeckt. Bei der Untersuchung des Spektrums des Hauptsterns stellte man fest, dass dieser tatsächlich um einen Stern kreist, der den Augen verborgen bleibt.
Quelle: Brian May, Patrick Moore, Chris Lintott: "Bang! Die ganze Geschichte des Universums", Kosmos Verlag 2010, ISBN 978-3440123959
