Um es klar auszudrücken: Ohne Sterne würden wir schlicht nicht existieren. Es würde wahrscheinlich auch kein Leben geben. Aber warum sind Sterne so wesentlich?

Die offensichtlichste Antwort ist natürlich Energie. Sterne erzeugen die für das Leben notwendige Energie durch Kernfusion. Wenn sich in unserem Universum nie Sterne gebildet hätten, herrschte ewige Dunkelheit und unvorstellbar kalte Temperaturen, nahe -273˚C. Unsere Sonne gibt Milliarden von Watt an Leistung ab und trägt dazu bei, die Erde zu erwärmen, womit genau die richtige Temperatur für flüssiges Wasser und damit für das Leben entsteht.

Aber vielleicht noch wichtiger ist, dass Sterne viele der lebenswichtigen Elemente erzeugen. Die meisten wichtigen Moleküle in unseren Körpern bestehen aus Kohlenstoff. Wir brauchen auch Sauerstoff im Wasser, Kalzium in unseren Knochen, Eisen in unserem Blut und vieles mehr. All diese Elemente werden im Inneren der Sterne erzeugt. Wenn Sterne sterben, werden diese Elemente in den Weltraum freigesetzt, um sich zu fast allem, was wir auf der Erde kennen, neu zu formen. Wir alle sind buchstäblich aus Sternen gemacht!

Den größten Teil ihres Lebens verbrennen Sterne Wasserstoff und verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen. Dafür gibt es zwei verschiedene Wege. Der erste heißt pp-Kette, der zweite heißt CNO-Zyklus.

Sterne, die Wasserstoff verbrennen, werden Hauptreihensterne genannt, über die wir im vorherigen Kapitel gelernt haben. Unsere Sonne ist ein Hauptreihenstern, wobei der Großteil der Energie über die pp-Kette erzeugt wird — etwa 98,5% — und die restlichen 1,5% über den CNO-Zyklus. Dies ist typisch für einen Stern mit der Masse der Sonne. Die pp-Kette ist der dominanteste nukleare Prozess für Hauptreihensterne mit Massen bis etwa zum 1,5-fachen der Masse unserer Sonne. Bei höheren Massen würde der CNO-Zyklus dominieren. Bis jetzt hat die Sonne etwa die Hälfte des Wasserstoffs in ihrem Zentrum verbrannt und ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt.

Die pp-Kette beginnt immer mit zwei Wasserstoffkernen und erzeugt Helium-4. Wasserstoffkerne (die einen Wasserstoffatom bilden würden, wenn sie von einem Elektron begleitet werden) sind im Grunde einzelne Protonen, p. Die zwei Protonen fusionieren also zu Deuterium, wobei ein Positron und ein Neutrino freigesetzt werden, da ein Proton zu einem Neutron wird. Das entstandene Deuterium fusioniert dann mit einem weiteren Proton zu einem Heliumisotop, Helium-3, wobei auch ein Photon freigesetzt wird.

Da dieser Prozess im ganzen Stern stattfindet, ist eine relativ hohe Anzahl von Helium-3-Molekülen vorhanden. Von hier aus gibt es tatsächlich drei verschiedene Wege zur Herstellung von Helium-4. Die ppI-Kette erzeugt 86% der Energie der Sonne. Bei diesem Prozess fusionieren zwei Helium-3-Kerne zu Helium-4, wobei die übrigen Protonen freigesetzt werden, um schließlich an einer weiteren pp-Kettenreaktion beteiligt zu sein.

Die ppII-Kette erzeugt etwa 14% der Energie der Sonne. Bei diesem Prozess verbindet sich eines der Helium-3-Moleküle mit einem bereits vorhandenen Helium-4-Molekül zu Beryllium-7 und einem Photon. Beryllium-7 ist jedoch instabil und zerfällt durch Elektroneneinfang, das heißt, es verbindet sich mit einem Elektron zu Lithium-7 und setzt dabei ein Neutrino frei. Schließlich verbindet sich Lithium-7 mit einem Deuteriummolekül zu zwei Helium-4-Molekülen.

Es gibt auch die ppIII-Kette, die nur für 0,02% der Energie der Sonne verantwortlich ist. Hier verbindet sich das instabile Beryllium-7 mit einem weiteren Proton zu Bor-8 und einem Photon. Bor-8 ist sehr instabil und zerfällt schnell zu einem anderen instabilen Berylliumisotop, Beryllium-8, wobei ein Positron und ein Neutrino als Nebenprodukte freigesetzt werden. Beryllium-8 zerfällt wieder zu zwei Helium-4-Kernen.

CNO steht für „Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff". Im CNO-Zyklus wirken diese Elemente als Katalysatoren zur Herstellung von Helium. Hier fusioniert ein Proton mit einem Kohlenstoff-12-Kern zu einem instabilen Stickstoff-13 und einem Photon. Der Stickstoff-13 unterliegt einem Betazerfall zu Kohlenstoff-13 und setzt dabei ein Positron und ein Neutrino frei. Dann fusioniert der Kohlenstoff-13 mit einem weiteren Proton zu Stickstoff-14 (und einem Photon), der seinerseits mit einem weiteren Proton zu Sauerstoff-15 (und einem Photon) fusioniert. Sauerstoff-15 unterliegt jedoch einem positiven Betazerfall zu Stickstoff-15, einem Positron und einem Neutrino. Der Stickstoff-15 fusioniert schließlich mit einem Proton und spaltet sich sofort auf, um einen Helium-4-Kern und einen Kohlenstoff-12-Kern zu bilden, der dann den gesamten Zyklus neu starten kann.

Die in der Sonne stattfindenden Kernprozesse, die pp-Kette und der CNO-Zyklus, erzeugen viele Produkte, über die wir noch nicht gesprochen haben. Offensichtlich ist die erzeugte Energie hauptsächlich Photonen, die wir als Sonnenlicht sehen. Die Kernprozesse erzeugen jedoch auch viele Neutrinos.

Physiker finden Neutrinos sehr faszinierend: Es sind sehr ungewöhnliche Teilchen. Neutrinos tragen viel Energie, interagieren aber fast gar nicht mit Materie. Sie haben keine elektrische Ladung und eine extrem kleine, fast vernachlässigbare Masse. Sie können durch Objekte hindurchgehen, wie Sonnenlicht durch ein sauberes Glasfenster. Neutrinos können in etwa 8 Minuten ungehindert vom Zentrum der Sonne zur Erde reisen.

Mithilfe unglaublich raffinierter Geräte haben Wissenschaftler Wege gefunden, diese Neutrinos in riesigen unterirdischen Laboratorien zu detektieren, weit entfernt von jeder Oberflächenstrahlung. Dies kann Wissenschaftlern eine Möglichkeit geben zu verstehen, was im Zentrum der Sonne vor sich geht, wo diese Teilchen erzeugt werden.

Die Wand des Wassertanks des Super-Kamiokande-Neutrinodetektors in Japan ist mit Tausenden von Photonendetektoren ausgekleidet, jeder etwa so groß wie ein Wasserball. Gelegentlich interagiert ein Neutrino von der Sonne mit einem Wassermolekül und erzeugt Photonen, die von einem oder mehreren dieser Detektoren registriert werden. Bildquelle: Kamioka-Observatorium, ICRR Tokio

Wissenschaftler hatten die Existenz des Neutrinos lange vor seiner Entdeckung theoretisch vorausgesagt und waren sogar in der Lage, vorherzusagen, wie viele Neutrinos die Sonne jede Sekunde erzeugen würde und wie viele davon auf der Erde nachweisbar wären. Als in den 1960er Jahren ein Experiment zur Bestätigung durchgeführt wurde, gab es jedoch eine erhebliche Diskrepanz. Viele Jahre lang dachten Wissenschaftler, dass etwas mit unserem Modell der Sonne nicht stimme, weil nur etwa ein Drittel bis zur Hälfte der berechneten Anzahl von Neutrinos von den Detektoren auf der Erde registriert wurde. Diese Diskrepanz wurde als Sonnenneutrinoproblem bezeichnet.

Um die Lösung dieses Problems zu verstehen, muss man sich klar machen, dass es drei Arten (oder Geschmacksrichtungen) von Neutrinos gibt: Elektron-, Myon- und Tau-Neutrinos. Die Kernreaktionen im Zentrum der Sonne erzeugen nur Elektronneutrinos. Wenn man jedoch annimmt, dass Elektronneutrinos auf dem Weg vom Zentrum der Sonne zur Erde irgendwie in Myon- oder Tau-Neutrinos umgewandelt werden können, würde das eine Erklärung für die fehlenden Neutrinos liefern.

Bis 2002 konnten die terrestrischen Neutrinodetektoren nur Elektronneutrinos sehen. Die Myonneutrinos konnten von keinem der früheren Experimente, die seit den 1960er Jahren liefen, nachgewiesen werden. Erst 2002 war es möglich, Elektronneutrinos sowie Myonneutrinos in einem neuen Detektor, dem Sudbury Neutrino Observatory (SNO) in Kanada, nachzuweisen. Damit wurde experimentell bewiesen, dass Neutrinos ihren Typ ändern können, und außerdem wurde das Sonnenneutrinoproblem gelöst, da die Summe der Anzahl der nachgewiesenen Elektronneutrinos plus die Anzahl der nachgewiesenen Myonneutrinos genau der Vorhersage unseres Sonnenmodells entsprach.

Dieses Foto zeigt das große Gefäß, das mit schwerem Wasser im unterirdischen SNO-Labor in Kanada gefüllt ist. Dieses Experiment ermöglichte den Nachweis von Elektronneutrinos sowie Myonneutrinos und löste damit das Sonnenneutrinoproblem. Bildquelle: Sudbury Neutrino Observatory.

Gegen Ende des Lebens eines Hauptreihensterns, wenn der Wasserstoff zum Verbrennen ausgeht, hört die Wasserstofffusion auf. Da er nicht mehr die Energie erzeugen kann, um sein eigenes Gewicht zu stützen, beginnt der Kern des Sterns zu kollabieren, wobei der Druck und die Temperatur zunehmen.

Schließlich wird der Kern des Sterns heiß genug, um Helium zu verbrennen. Dies veranlasst die äußere Hülle, sich auszudehnen, aber da die erzeugte Energie auf eine größere Fläche verteilt wird, verdunkelt der Stern tatsächlich und wird röter. Deshalb werden Sterne, die sich dem Ende ihres Lebens nähern, als rote Riesen bezeichnet.

Die Heliumfusion findet in einem Kernprozess statt, der als Triple-Alpha-Reaktion bezeichnet wird, und erzeugt Kohlenstoff und Sauerstoff als Nebenprodukte. Kohlenstoff ist für das Leben unerlässlich, weil er in der Lage ist, die notwendigen komplexen Moleküle des Lebens (DNA, Proteine) zu bilden. Dasselbe gilt für Sauerstoff, weil das Leben Wassermoleküle benötigt, die Sauerstoff enthalten (H₂O). Dies kann man leicht an der Tatsache erkennen, dass das Leben dort spärlich oder nicht vorhanden ist, wo nicht viel Wasser vorhanden ist, wie in Wüsten oder auf dem Planeten Mars.

Kohlenstoff wird durch Heliumverbrennung durch einen einzigartigen Kernprozess, die sogenannte Triple-Alpha-Reaktion, erzeugt. Dies ist ein zweistufiger Prozess, bei dem zunächst zwei Heliumkerne (Alphateilchen) aufeinandertreffen, um Beryllium-8 (⁸Be) zu bilden. Im zweiten Schritt wird ein weiteres Alphateilchen in das ⁸Be eingebaut, wobei ein Kohlenstoff-12-Kern (¹²C) entsteht. Die Bindung zwischen den beiden Alphateilchen, die das ⁸Be bilden, ist jedoch sehr schwach und sie fallen extrem schnell wieder auseinander (nach etwa 10^-16 s). Der Einfang eines dritten Alphateilchens durch ⁸Be vor seinem Zerfall ist nur möglich, weil dieser Einfang durch eine sogenannte Resonanz in ¹²C verstärkt wird, die die Effizienz des dritten Alphateilcheneinfangs enorm erhöht.

Die Existenz und die detaillierten Eigenschaften dieser Resonanz wurden vom britischen Wissenschaftler Fred Hoyle (1915–2001) vorausgesagt, und zwar allein aus der Überlegung, dass ohne sie die Kohlenstoffproduktion in Sternen nicht ausreichen würde, um Leben zu ermöglichen. Nur zwei Jahre nach seiner Vorhersage wurde diese Resonanz tatsächlich in einem Laborexperiment entdeckt. Die Einzigartigkeit des Triple-Alpha-Prozesses zeigt sich daran, dass dies anscheinend der einzige Fall ist, in dem das Ergebnis eines Laborexperiments korrekt mit der Begründung vorausgesagt wurde, dass wir sonst nicht existieren würden.

Sir Fred Hoyle ist für eine Reihe von Theorien und als Science-Fiction-Autor bekannt. Er glaubte jedoch, dass das Universum in einem „stationären Zustand" sei und sich aufgrund der Entstehung neuer Materie ausdehne, und nicht aufgrund der allgemein akzeptierten „Urknall"-Theorie. Ironischerweise prägte er den Begriff „Urknall" in einem seiner Artikel, in dem er die Theorie kritisierte. Ursprünglich sollte der Begriff die Theorie verspotten, aber die Unterstützer der Theorie fanden ihn tatsächlich sehr passend und behielten ihn bei.

Die Vorhersage und dann die Entdeckung von Fred Hoyles ¹²C-Resonanz gab einer seiner anderen Theorien viel Unterstützung: der Hypothese der stellaren Nukleosynthese, die behauptet, dass alle natürlichen chemischen Elemente aus Wasserstoff in Sternen entstehen.

Wenn Helium im Zentrum eines Sterns erschöpft ist, zieht sich der Kern des Sterns erneut zusammen, wobei Temperatur und Dichte steigen, sodass nun Kohlenstoff verbrennen kann. Dieser Mechanismus der Kontraktion und Zündung eines anderen Brennstoffs, wenn der vorherige Brennstoff erschöpft ist, wiederholt sich und führt zu weiteren aufeinanderfolgenden Verbrennungsphasen, bei denen die Produkte der vorherigen Verbrennung die Brennstoffe der nachfolgenden Verbrennungsphasen sind. Die folgenden fortgeschrittenen Verbrennungsphasen finden statt und erzeugen immer schwerere Elemente: Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon und Silizium. Die Siliziumverbrennung, die hauptsächlich Eisen erzeugt, ist die letzte Verbrennungsphase in einem Stern. Danach kann die Kernverbrennung keine Energie mehr erzeugen, weil die Fusion von Eisen und schwereren Kernen keine Energie freisetzt.

Das Bild zeigt den Kern eines massiven Sterns am Ende der Siliziumverbrennung. Der typische Kernradius würde ~R_Erde betragen, während der Radius der Hülle ~5 AE betragen würde. Quelle: Richard Pogge, OSU.

Die Kernverbrennung im Zentrum der Sterne wird von einer Schalenverbrennung begleitet. Die Schalenverbrennungsprozesse ähneln den vorhergehenden zentralen Verbrennungsphasen und finden gleichzeitig mit der fortgeschrittenen zentralen Verbrennung in sphärischen Schalen um das Zentrum herum statt, wo die Temperatur und Dichte nicht so hoch sind, aber leichterer Kernbrennstoff noch vorhanden ist. Wenn zum Beispiel der Kern eines Sterns Kohlenstoff fusioniert, um Sauerstoff zu erzeugen, enthält die Schale noch etwas übrig gebliebenes Helium. Die vom kohlenstofffusionierenden Kern erzeugte Energie erhitzt die Schale, bis sie heiß genug ist, um das Helium zu verbrennen. Das Helium fusioniert zu Kohlenstoff, der schwer ist und in den Kern fällt und damit mehr Brennstoff liefert.

Nicht alle Sterne können die vollständige Liste der oben aufgezählten Elemente erzeugen. Je größer der Stern, desto höher ist die Temperatur, die der Kern erreichen kann, und desto wahrscheinlicher ist es, dass er die schwereren Elemente erzeugen kann. Unsere Sonne zum Beispiel ist nicht besonders groß. Im Moment fusioniert sie Wasserstoff zu Helium, und gegen Ende ihres Lebens wird sie wahrscheinlich Helium fusionieren und einen Kohlenstoffkern erzeugen; aber es ist unwahrscheinlich, dass sie die für die Kohlenstofffusion notwendigen Temperaturen erreicht.

Für Sterne mit weniger als dem 8-fachen der Sonnenmasse können nur Wasserstoff- und Heliumverbrennung stattfinden, weil der Kern des Sterns nie die für die Zündung einer anderen Verbrennungsphase notwendige Temperatur und Dichte erreicht. Nachdem der Heliumverbrennungsprozess abgeschlossen ist, bleiben nur noch die 2 äußeren Schalen übrig: Wasserstoff am Rand, Helium etwas weiter innen und der Kern des Sterns. Der Kern besteht aus dem in der Triple-Alpha-Reaktion erzeugten Kohlenstoff und Sauerstoff. Dann verursachen Pulsationen und starke Sternenwinde, dass die äußeren Schichten weggeblasen werden, eine planetarische Nebel entsteht und ein Weißer Zwerg zurückbleibt.

In Sternen, die größer als das 8-fache der Masse der Sonne sind, können die Kernprozesse noch viel länger weitergehen, bis hin zur Siliziumverbrennung, die einen Eisenkern hinterlässt. Wenn diese endet, kann der Stern sein eigenes Gewicht nicht mehr tragen und die äußeren Schalen fallen schnell in den Stern hinein, prallen dann vom dichten Kern in einer starken Stoßwelle zurück, was zur charakteristischen Explosion einer Supernova vom Typ II führt, die einen Neutronenstern hinterlässt.

Durch diese Winde und Explosionen werden die in den Sternen entstanden frischen Elemente als Gas- und Staubwolken in den Weltraum verteilt. Sterne sind also wie Fabriken, die Elemente produzieren, die das Baumaterial für neue Sterne, Planeten und schließlich für uns Menschen sind.

Durch Planetarische Nebel (links) und Supernovae (rechts) werden die in Sternen entstandenen Elemente in den Weltraum verteilt. Bildquellen: NASA

Das schwerste Element, das Sterne durch Kernfusionsprozesse erzeugen können, ist Eisen, wobei das neue Element erzeugt und Energie freigesetzt wird. Für Elemente schwerer als Eisen sind die Bestandteile jedoch weniger geneigt, zusammenzubleiben. Wenn zum Beispiel ein positiv geladenes Proton versucht, mit einem positiven Kern zu fusionieren, würde dieser Prozess wegen der gleichen Ladung und der gegenseitigen Abstoßung tatsächlich Energie verbrauchen, anstatt sie zu erzeugen. Um hohe genug Energien zu erreichen, um diese Abstoßungskräfte zu überwinden, sind immer höhere Temperaturen erforderlich.

Wie werden also schwerere Elemente wie Gold und Uran erzeugt?

Nun, einige dieser Probleme werden vermieden, wenn man Neutronen berücksichtigt. Neutronen haben keine Ladung, sodass sie mit einem Kern fusionieren können, ohne die elektrische Abstoßung überwinden zu müssen. Wenn Kerne Neutronen einfangen, können neutronenreichere Kerne entstehen. Wenn ein Kern zu voll mit Neutronen wird, werden einige der Neutronen durch Beta-Zerfall in ein Proton umgewandelt. Auf diese Weise werden schwerere Elemente produziert.

Diese Prozesse können jedoch nur unter sehr spezifischen Bedingungen stattfinden. Es gibt zwei Prozesse, die zusammen als stellare Nukleosynthese bezeichnet werden.

Der langsame oder s-Prozess: Dieser Prozess findet während der Heliumverbrennung von Roten Riesen statt. In dieser Phase gibt es eine Fülle von Neutronen, die von anderen Kernen eingefangen werden. Dieser Prozess ist langsam, weil relativ wenige Neutronen produziert werden und es Millionen von Jahren dauert, bis eine nennenswerte Menge schwerer Elemente erzeugt wird. Dies erzeugt Elemente wie Zirkonium, das als Edelstein oder in Katalysatoren verwendet wird. Die auf diese Weise erzeugten Elemente sind normalerweise stabil, weil der Prozess langsam genug ist, um den Kernen zu erlauben, bis zur Stabilität zu zerfallen, bevor sie ein weiteres Neutron einfangen.

Der schnelle oder r-Prozess: Dieser Prozess findet während der Supernovaephase vom Typ II statt. In diesem Fall werden die Neutronen durch die Verschmelzung von Protonen und Elektronen (Elektroneneinfang auf Protonen) erzeugt. Es ist schnell, weil eine große Anzahl von Neutronen erzeugt wird und es nur Sekunden dauert, eine erhebliche Menge schwerer Elemente zu bilden. So werden Elemente wie Uran und Gold hergestellt. Die neuen Elemente werden viel schneller gebildet als der Kernzerfall auftreten kann, sodass die auf diese Weise erzeugten Elemente oft instabil sind.

Kosmische Strahlung aus dem Weltraum war die erste hochenergetische Strahlung, die je untersucht wurde. Jede Sekunde passieren ein paar kosmische Strahlen Ihren Körper, egal wo Sie sich befinden. Es ist schwierig, den genauen Ursprung kosmischer Strahlung zu bestimmen, weil sie aus allen Richtungen kommt. Viele stammen von unserer Sonne, andere wurden wahrscheinlich von Supernovae ausgestoßen. Kosmische Strahlen, die auf die äußere Atmosphärenschicht treffen, sind hauptsächlich schnell bewegte, hochenergetische Protonen. Auf ihrem Weg zur Erde kollidieren sie mit Atomen in der Luft (hauptsächlich Stickstoff und Sauerstoff), erzeugen neue Teilchen, die auf die Erdoberfläche strömen. Die meisten dieser neuen Teilchen sind instabile Isotope.

Eine der faszinierendsten Geschichten in der Geschichte der Kernphysik war die Entdeckung eines natürlichen Kernreaktors in Afrika im Jahr 1972.

Routinemessungen an UF₆-Proben aus der Oklo-Mine in Gabun, Zentralafrika, zeigten eine Diskrepanz in der Menge des ²³⁵U-Isotops im Vergleich zu Uran aus anderen Minen. Niedrigere Konzentrationen und das Vorhandensein anderer Isotope wie Neodym und Ruthenium deuteten darauf hin, dass eine Kernreaktion stattgefunden hatte. Dies war rätselhaft, und einige Leute spekulierten sogar, dass diese Abfallprodukte von einer außerirdischen Zivilisation hinterlassen worden waren, die den radioaktiven Abfall ihrer Raumschiffmotoren dort deponiert hatte.

Schließlich stellte sich heraus, dass natürlich vorkommendes Uran durch geologische Prozesse in den Gesteinen auf so hohe Konzentrationen konzentriert worden war, dass Kern-Kettenreaktionen vor etwa zwei Milliarden Jahren von selbst beginnen konnten und bis zu 1 Million Jahre lang aufrechterhalten wurden.

Nach dem Urknall, vor etwa 13,7 Milliarden Jahren (oben links im Bild unten), bestand das Universum aus einem Gas: reinem Wasserstoff und Helium ohne andere Elemente (oben Mitte). Dichtere Regionen dieses Gases kollabierten schließlich unter ihrer eigenen Schwerkraft und erzeugten Sterne (Mitte rechts). Die Sterne erzeugen Elemente (die schwersten sind Eisen für die meisten Sterne) innerhalb von Millionen bis Milliarden Jahren (unten). Am Ende ihres Lebens verteilen die Sterne die erzeugten Elemente durch Planetarische Nebel und Supernovae in den Weltraum. Elemente schwerer als Eisen werden während der Supernovae erzeugt (Mitte links). Die freigesetzten Elemente bilden neue Sterne und der Prozess setzt sich fort. Dieser Kreislauf hat sich mehrmals wiederholt, bevor sich die Sonne und die Planeten bildeten (oben rechts). Das Sonnensystem enthält Elemente, die in früheren Generationen von Sternen entstanden sind. Bildquelle: Behacker & Partner