Sternentwicklung

Sterne entstehen nach heutiger Erkenntnis aus stark verdünntem interstellarem Gas, das hauptsächlich Wasserstoff enthält. Unter der Einwirkung der eigenen Schwerkraft verdichtet sich die Materie, sie kondensiert. Dabei erhitzt sie sich. Es wird ein Stern geboren.

Übersteigt die Temperatur im Inneren des Sterns einige Millionen Grad, setzt die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium ein. Dieser Vorgang kann bei einem Stern mit einer Sonnenmasse über zehn Milliarden Jahre dauern. Ist schließlich im Kern aller Wasserstoff verbrannt, beginnt dort unter höherer Temperatur das Heliumbrennen: Es bilden sich Kohlenstoff und in weiteren stufenweisen Kernfusionsprozessen schwere chemische Elemente wie Sauerstoff, Neon, Kalzium bis hinauf zum Eisen.

Währenddessen läuft der Vorgang des Wasserstoffbrennens in einer den Kern umhüllenden Schale weiter. Allmählich bläht sich der Stern auf und wird zu einem Roten Riesen. Aber auch das Helium verbraucht sich: Die Verbrennungszone des Heliums wandert allmählich von innen nach außen. Bald ist nicht mehr genug Kernbrennstoff vorhanden. Der Stern wird zu einem Weißen Zwerg aus äußerst dicht gepackten Atomkernen.

Der Weiße Zwerg kann ein stabiles Endstadium der Geschichte eines Sterns sein. Je nach Sternmasse können die Sterne, wenn sie unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenbrechen, nach ihrem Ausbrennnen aber auch als Neutronensterne oder als Schwarze Löcher enden.