Obwohl Sterne leblose Objekte sind, neigen wir dazu, ihre Entwicklungsstadien so zu beschreiben, als ob sie lebendig wären. Genau wie wir werden sie geboren, leben und sterben schließlich. Natürlich sind ihre Lebenszeiten viel länger als unsere, und sie können Milliarden von Jahren „leben". Während ihres Lebens erzeugen Sterne durch Kernprozesse in ihrem Inneren gewaltige Mengen an Energie, die ihnen ihren charakteristischen Glanz verleihen. Also beginnen wir am Anfang. Woher kommen Sterne?

Materie ist nicht gleichmäßig im Weltraum verteilt. Zwischen den Leerstellen gibt es Regionen aus Gas- und Staubwolken, die als interstellares Medium bezeichnet werden und dichter als ihre Umgebung sind. Normalerweise ist die kinetische Energie der Wolkenteilchen durch die Gravitationskraft der Wolke ausgeglichen. Wenn die Wolke jedoch gestört wird, beispielsweise durch eine nahe gelegene Supernova, wird das Gleichgewicht gebrochen und die Wolke kann in bestimmten Bereichen dichter werden.

Wenn sie eine bestimmte kritische Masse erreichen, können sich die dichtesten Teile der Wolke unter dem Einfluss ihrer eigenen Gravitationsanziehung zusammenziehen, wodurch die Wolke in kleinere und dichtere Abschnitte fragmentiert. Dieser Prozess dauert einige Millionen Jahre. Während sich die Wolke zusammenzieht, steigen Temperatur und Dichte. Schließlich nimmt das neue Objekt eine sphärische Form an und wird zu dem, was als Protostern bezeichnet wird. Aufgrund seiner Gravitationskraft fällt weiterhin Materie aus der Wolke in ihn hinein, wodurch Temperatur und Dichte kontinuierlich erhöht werden, bis sie so groß werden, dass Kernreaktionen beginnen, bei denen Wasserstoff zu Helium fusioniert. Ein neuer Stern ist geboren.

Im Zentrum dieser Gas- und Staubwolke, dem Omega-Nebel, werden kontinuierlich neue Sterne gebildet. Quelle: NASA

Die meisten Sterne entstehen innerhalb der Arme einer Spiralgalaxie, wo es mehr Gas und Staub gibt. Manchmal können sich mehrere Sterne innerhalb derselben Molekülwolke bilden, und wir haben dann einen sogenannten Sternhaufen. Es gibt zwei Arten von Haufen: offene Haufen, die dazu neigen, einige hundert relativ junge, heiße und weit auseinanderliegende Sterne zu enthalten, und Kugelsternhaufen, die dazu neigen, Tausende von viel älteren Sternen zu enthalten, die dichter zusammengepackt sind.

Mit Ausnahme der Sonne sind die meisten Sterne extrem weit entfernt. Der nächste Stern, Proxima Centauri, ist 4,24 Lichtjahre entfernt. Das bedeutet, dass es für Astronomen schwierig ist zu sehen, was genau passiert, wenn sie Sterne beobachten. Sie beobachten hauptsächlich zwei Dinge: die Leuchtkraft des Sterns und seine Farbe.

Wenn Astronomen von der Leuchtkraft eines Sterns sprechen, meinen sie die absolute Helligkeit, also die tatsächliche Helligkeit eines Sterns und nicht die scheinbare Helligkeit, die von der Entfernung zu uns abhängen würde. Diese wird normalerweise auf einer logarithmischen Skala in Bezug auf unsere Sonne gemessen: Wenn ein Stern beispielsweise eine Leuchtkraft von 1 hat, ist er genauso hell wie unsere Sonne. Die Farbe eines Sterns hängt mit seiner Oberflächentemperatur zusammen: „heißere" Sterne erscheinen blauer als kältere Sterne, die rötlich sind.

Man kann ein zweidimensionales Diagramm mit den Oberflächentemperaturen der Sterne und ihrer Leuchtkraft erstellen. Das Diagramm könnte wie das hier rechts aussehen.

Dies ist wahrscheinlich das wichtigste Diagramm in der Astronomie, das Hertzsprung-Russell-Diagramm, benannt nach den beiden Astronomen, die es zuerst zeichneten. Auf der horizontalen Achse ist die Oberflächentemperatur von rechts nach links zunehmend, und auf der vertikalen Achse ist die Energieabgabe oder Leuchtkraft des Sterns.

Interessanterweise sind die Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht gleichmäßig verteilt. Stattdessen bilden sie ein sehr deutliches Muster. Die meisten Sterne befinden sich in einem Band vom oberen linken Teil des Diagramms (große, helle, heiße Sterne) bis zum unteren rechten (kleine, dunkle, kühle Sterne). Dies wird als Hauptreihe bezeichnet. Oben rechts im Diagramm befinden sich sehr große, helle, aber kühle Sterne, die wir Rote Riesen nennen, und in der unteren linken Ecke befinden sich die Weißen Zwerge, kleine, dunkle, aber extrem heiße Sterne.

Für etwa 90 % des Lebens eines Sterns wird der Stern relativ stabil sein und etwa die gleiche Leuchtkraft, Oberflächentemperatur und Größe haben. An diesem Punkt seiner Entwicklung befindet sich der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht. Daher ändert sich seine Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht. In diesem Zustand ist der Stern ein Hauptreihenstern: Unsere Sonne ist ein gutes Beispiel. Sie reichen von heißen und hellen Sternen oben links im Hertzsprung-Russell-Diagramm bis zu kühleren und dunkleren Sternen unten rechts. Sterne können sehr lange in dieser Phase bleiben. Die Zeitskalen für Sterne sind jedoch nicht alle gleich. Größere Sterne neigen dazu, ihren Brennstoff viel schneller zu verbrennen und gehen ihm daher viel schneller aus. Kleinere Sterne müssen nicht so viel Energie aufwenden, um ihrer Schwerkraft entgegenzuwirken, und haben daher ein längeres Leben.

Die Stadien im Leben eines Sterns werden davon bestimmt, wie viel und welche Art von Brennstoff der Stern hat. Während der Hauptreihe verwenden Sterne Wasserstoff als Brennstoff. Wenn der Wasserstoff zur Neige geht, produziert der Stern weniger Energie, um sein Gewicht zu tragen, und der Kern beginnt zu schrumpfen. Dies erhöht die Temperatur und Dichte im Kern, und die Leuchtkraft des Sterns nimmt dadurch zu. Durch die erhöhte Wärmeabgabe erhöht sich der Radius des Sterns um das 100- bis 1000-fache seiner ursprünglichen Größe, aber da mehr Oberfläche aufgeheizt werden muss und weniger Brennstoff dafür zur Verfügung steht, kann die Oberflächentemperatur um bis zu 50 % sinken, und der Stern wird röter. Solche Sterne werden Rote Riesen genannt. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm befinden sie sich in der oberen rechten Ecke.

Bei kleinen Sternen (d. h. weniger als 8-mal die Masse der Sonne) kann sich der Stern am Ende der Roten-Riesen-Phase nicht genug zusammenziehen, um die für weitere Kernfusion erforderlichen Temperaturen zu erzeugen. Ohne Kernprozesse, die ihn antreiben, werden die äußeren Schichten des Sterns instabil und der vom Stern erzeugte Sternwind bläst sie weg. Von der Erde aus können wir dies als riesige bunte Wolken sehen, die sich schnell vom Stern entfernen und nur den Sternkern zurücklassen. Diese Wolke, die sich vom Stern entfernt, wird als planetarischer Nebel bezeichnet.

Der Helixnebel ist ein Beispiel für einen planetarischen Nebel, der vom zurückgebliebenen Weißen Zwerg abgeblasen wurde und noch im Zentrum des Fotos sichtbar ist (Quelle: NASA). Ein planetarischer Nebel wird so genannt nicht weil er etwas mit Planeten zu tun hätte, sondern weil Astronomen früherer Zeiten ihn nicht gut beobachten konnten und er wie eine verschwommene Kugel aussah – ein bisschen wie ein Planet.

Der übrig gebliebene Kern ist klein, aber sehr dicht und heiß. Sie werden Weiße Zwerge nach ihrer kleinen Größe, aber weißglühenden Oberfläche genannt. Sie sind so dicht, dass ein Teelöffel ihres Materials genauso viel wiegen würde wie ein Elefant auf der Erde. Weiße Zwerge befinden sich in der unteren linken Ecke des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Bei kleinen Sternen wie unserer Sonne besteht der übrig gebliebene Kern aus Kohlenstoff (und etwas Sauerstoff), aber bei größeren Sternen könnte er aus Neon bestehen.

Diese Sterne fusionieren keine Materie mehr zusammen, daher verlieren sie mit der Zeit ihre Wärme. Schließlich werden sie dunkler und werden zu Braunen Zwergen.

Wie wir gesehen haben, gibt es viele verschiedene Arten von Sternen, und sie können sich sehr unterscheiden. Der offensichtlichste Unterschied zwischen ihnen ist die Größe. Das Bild zeigt einige Sterne aus unserer Galaxie. Es gibt drei Rote Riesen: Antares, Beteigeuze und Aldebaran. Rigel ist ein blauer Überriese. Sirius ist ein Hauptreihenstern, aber größer als unsere Sonne – als kleiner Punkt unten links dargestellt, winzig im Vergleich zu den anderen. Weiße Zwerge sind so klein, dass sie in diesem Bild nicht maßstabsgetreu dargestellt werden können. Quelle: NASA.

Bei Sternen mit einer Masse von mehr als dem 8-fachen der Sonnenmasse wird der Tod durch eine gigantische Explosion signalisiert: In der ersten Sekunde kann sie so hell sein wie eine ganze Galaxie mit Hunderten von Milliarden Sternen. Solche Explosionen werden Typ-II-Supernovae genannt.

Nach einer Supernova gibt es je nach Masse des ursprünglichen Sterns zwei mögliche Ergebnisse für den Sternkern. Bei kleineren Sternen wird der Kern zu einem Neutronenstern. Wenn der Sternkern jedoch mehr als etwa das 2,5-fache der Sonnenmasse hat, verbleibt ein Schwarzes Loch.

Der helle Fleck auf diesem Foto ist die Supernovaexplosion von 1987, die in der Magellanschen Wolke etwa 156.000 Lichtjahre von uns entfernt stattfand.

Obwohl die Sternexplosion um 166.000 v. Chr. stattfand, wurde sie von uns am 23. Februar 1987 beobachtet. SN 1987A war eine der hellsten Sternexplosionen seit der Erfindung des Teleskops vor mehr als 400 Jahren. Quelle: NASA/HUBBLE

Während einer Supernova zieht sich die gesamte Materie im Kern des explodierenden Sterns zusammen. Dies bedeutet, dass Protonen und Elektronen so eng zusammengepresst werden, dass sie zu Neutronen werden. Es gibt eine Grenze dafür, wie stark Neutronen komprimiert werden können, und schließlich hört der Kern auf, sich zusammenzuziehen, und ein Neutronenstern wird gebildet.

Neutronensterne bestehen nur aus Neutronen und haben einen Radius von nur etwa 10 km. Ein Neutronenstern ist jedoch so dicht, dass ein einziger Teelöffel seines Materials etwa das 20-fache der Masse der Großen Pyramide von Gizeh wiegt. Tatsächlich sind Neutronensterne die dichtesten Objekte, die wir kennen. Viele Neutronensterne rotieren schnell mit Perioden zwischen einigen Millisekunden (1/1000 Sekunden) und Sekunden. Diese Rotation erzeugt Radiowellen, die von Radioastronomen als scharfe und regelmäßige Impulse beobachtet werden, und ein solcher Neutronenstern wird als Pulsar bezeichnet. Seit der ersten Entdeckung des ersten Neutronensterns im Jahr 1967 wurden mehr als 400 solcher Pulsare gefunden.

Der bekannteste Pulsar befindet sich im Zentrum des Krebsnebels. Der Krebsnebel ist eine Wolke, die bei einer Supernovaexplosion entstanden ist, die chinesische Astronomen im Jahr 1054 n. Chr. beobachteten. Der Krebsnebel dehnt sich seitdem aus. Im Zentrum dieser Wolke befindet sich ein Pulsar, also ein Neutronenstern, der sich etwa 30 Mal pro Sekunde dreht. Quelle: NASA

Um ein Schwarzes Loch zu erzeugen, muss der Sternkern eine Masse von mehr als dem 2,5-fachen der Sonnenmasse haben. Bei solch hohen Massen ist die Gravitationskraft des Kerns so groß, dass die Abstoßungskraft zwischen Neutronen ihr nicht entgegenwirken kann, wenn die Sternmaterie schnell hineinstürzt. Die Materie fällt immer weiter und erzeugt ein immer dichteres Objekt, bis es schließlich zu einem Schwarzen Loch wird.

Ein Schwarzes Loch ist ein Teil des Weltraums, in dem so viel Masse (und damit Gravitation) konzentriert ist, dass nichts – nicht einmal Licht – daraus entkommen kann. Dies wird als Singularität bezeichnet, da die gesamte Materie in einem einzigen Punkt konzentriert ist. Da kein Licht entkommen kann, erscheinen Schwarze Löcher … schwarz. Das bedeutet, dass Astronomen sie nicht sehen können. Sie können jedoch durch Beobachtung der Temperaturerhöhung der umgebenden Materie, wenn sie spiralförmig gesaugt und vom Schwarzen Loch verschluckt wird, erkannt werden. Diese Schwarzen Löcher haben normalerweise Massen zwischen etwa dem 4- und 10-fachen der Sonnenmasse.

Es gibt jedoch andere Arten von Schwarzen Löchern. Astronomen haben auch supermassive Schwarze Löcher (SMB) entdeckt, die Massen haben, die Millionen von Mal größer sind als unsere Sonne. Diese wurden im Zentrum von Galaxien gefunden. Es gibt sogar eines im Zentrum unserer eigenen Galaxie. Es heißt Sagittarius A* und seine Masse beträgt ungefähr das 4-Millionen-fache der Sonnenmasse. Einige SMBs erzeugen mächtige Jets, die Quasare genannt werden.

Künstlerische Darstellung eines entfernten Quasars im frühen Universum. Das umgebende dichte Gas, Staub und sogar Sterne erzeugen die Helligkeit des Quasars, wenn sie in das SMB gesaugt werden. Quelle: NASA

Quasare können die Energie von Hunderten von Galaxien aus einem Bereich ausstrahlen, der nicht viel größer ist als unser Sonnensystem. Quasare werden nur sehr weit entfernt gefunden und wurden gebildet, als das Universum viel jünger war und die Dichte der das SMB umgebenden Materie viel größer war. Die jetzt im Zentrum von Galaxien verbleibenden Schwarzen Löcher haben bereits den größten Teil der sie umgebenden Materie verschluckt und produzieren daher viel weniger Energie.

Überraschenderweise endet die Geschichte dort nicht: Astronomen haben noch einen weiteren Typ von Schwarzem Loch entdeckt: das intermediäre Schwarze Loch mit Massen, die Hunderte von Mal größer sind als unsere Sonne. Dies ist eine ziemlich neue Entdeckung, und Astronomen sind sich nicht ganz sicher, was sie damit anfangen sollen. Während die Studien ihre Existenz zu beweisen scheinen, kann niemand erklären, wie sie entstehen, da sie zu groß erscheinen, um aus Sternen hervorzugehen!

Die meisten Sterne sind keine Einzelsterne wie unsere Sonne, sondern sogenannte Doppelsterne, die aus zwei Sternen bestehen. Es kann nun vorkommen, dass einer dieser Sterne bereits zu einem Weißen Zwerg geworden ist, während der andere noch ein Roter Riese ist. In diesem Fall wird Materie akkretiert, d. h. kontinuierlich vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg übertragen. Je nach Ablagerungsrate der Materie auf der Oberfläche des Weißen Zwergs gibt es zwei Ergebnisse.

Die auf der Oberfläche der Weißen Zwerge abgelagerte Materie explodiert. Eine solche Explosion wird als Nova bezeichnet (auf Lateinisch bedeutet dies „neu"), weil es aussieht, als ob ein neuer Stern am Himmel erschienen wäre. Jedes Jahr werden allein in der Milchstraße Dutzende solcher Novae beobachtet. Der Stern ist einige Tage oder Wochen lang hell, bevor er wieder dunkler wird. Wiederkehrende Novae wurden ebenfalls beobachtet, mit Wiederholungsintervallen von Jahren oder Jahrzehnten.

Weit entfernt explodierte ein Stern als Typ-I-Supernova. Sie ist als heller Fleck unten links sichtbar und ereignete sich am Rand einer Galaxie (Bildquelle: NASA). Dies ist die zweite Möglichkeit: Der Weiße Zwerg kann in einer gigantischen Explosion aufgehen, die als Typ-I-Supernova bezeichnet wird. Diese Supernovae können genauso häufig auftreten und genauso hell sein wie Typ-II-Supernovae: Sie können die Helligkeit von Hunderten von Milliarden Sternen haben.