Was ist der Lebenszyklus eines Sterns?
Ein Stern beginnt als eine Wolke aus interstellarem Gas, das hauptsächlich aus Wasserstoff besteht. Schließlich beginnen kleine Dichteunterschiede, dass die Wolke Schwerkraftbrunnen erzeugt, die andere Partikel näher ziehen und sie kondensieren. Mit der Zeit erzeugt dieser Verdichtungsprozess eine kugelförmige zentrale Wolke, die vom Gas an den Rändern umkreist wird und eine sogenannte Akkretionsscheibe erzeugt.
Der entscheidende Schritt bei der Geburt eines Sterns ist die Schaffung von Dichtegraden, die ausreichen, um die Wasserstofffusion auszulösen. Die Fusion bringt Atomkerne zusammen, die leichter sind als die von Eisen, und setzt dabei Energie frei. Die ersten Atome, die in einer kondensierenden Sternwolke fusionieren, sind wahrscheinlich Deutriumatome, ein Wasserstoffisotop mit einem Neutron. Trotz ihrer Knappheit im Vergleich zu herkömmlichem Wasserstoff benötigen sie zum Schmelzen eine niedrigere Temperatur und einen niedrigeren Druck und würden daher wahrscheinlich zuerst beginnen. Das Verschmelzen von Atomkernen ist aufgrund der elektrostatischen Abstoßung durch die Elektronenschalen beider Atome schwierig zu erreichen.
Nachdem sich das Deutrium in der Sternwolke entzündet und enorme Energiemengen freizusetzen beginnt, ist es nur eine Frage der Zeit, bis der umgebende Wasserstoff zu verschmelzen beginnt und der Himmelskörper zu einem wahren Stern wird. Mit einem Kern von ein paar Dutzend Millionen Grad oder mehr sind Säuglingssterne häufig die energetischsten Körper für Lichtjahre.
Die überwiegende Mehrheit der Atome, aus denen unser Körper besteht, wurde durch die Fusion von Atomkernen in einem Prozess synthetisiert, der als stellare Nukleosynthese bezeichnet wird. Die meisten Atome neben Wasserstoff werden auf diese Weise gebildet.
Die weitere Zukunft und Lebensdauer eines Sterns hängt von seiner Masse ab. Die meisten Sterne verbringen die meiste Zeit ihres Lebens mit der sogenannten Hauptsequenz, bei der leichte Kerne zu energetischen Reaktionen zusammengeführt werden. Während sie anfangen, ihren gesamten Wasserstoff miteinander zu verschmelzen, beginnen die Sterne Energie zu verlieren. Für Sterne, die etwa das 0,4-fache der Masse unserer Sonne oder darunter betragen, führt dies zu einem Gravitationskollaps. Der Stern verwandelt sich in einen homogenen roten Zwerg und verschmilzt nie wieder Elemente.
Bei Sternen, die bis zu zehnmal so groß sind wie die Masse unserer Sonne, beginnt Helium im Kern des Sterns zu aggregieren, während der Fusionsprozess fortgesetzt wird. Helium ist nicht leicht zu verschmelzen, deshalb hängt es nur herum. Seine größere Dichte bewirkt, dass Wasserstoff in den darüber liegenden Schichten sehr stark zusammengedrückt wird, wodurch die Fusion des verbleibenden Wasserstoffs beschleunigt wird und der Stern 1000- bis 10 000-mal heller wird. Dadurch entsteht ein roter Riese mit einem Radius, der der Entfernung entspricht, in der die Erde die Sonne umkreist. Nachdem der rote Riese seinen Treibstoff aufgebraucht hat, bricht er heftig zusammen. Die Scherkraft der aneinander reibenden Materie setzt eine enorme Energiemenge frei, die eine Supernova-Explosion verursacht. Supernovae sind einige der energischsten Phänomene im Universum und ein passendes Ende für das majestätische Leben eines Sterns.