Sterne haben eine Geschichte
Im ersten Kapitel der Bibel heißt es, dass Gott am vierten Schöpfungstag die Sonne, den Mond und die Sterne schuf. Junge-Erde-Kreationisten verstehen diesen Text so, dass alle Sterne an einem einzigen Tag vor ungefähr 10.000 Jahren erschaffen wurden.
Die Astrophysik ist jedoch zu ganz anderen Erkenntnissen gelangt. Nach heutigem Verständnis entstehen Sterne fortlaufend und entwickeln sich über sehr lange Zeiträume. Ob diese Vorstellung zutrifft, lässt sich anhand der beobachtbaren Eigenschaften der Sterne überprüfen. Schauen wir uns deshalb die verschiedenen Lebensstadien der Sterne genauer an.
Den heutigen Modellen zufolge bilden sich Sterne in kalten Gas- und Staubwolken, die überwiegend aus Wasserstoff bestehen, daneben aber auch Helium und geringe Mengen anderer chemischer Elemente enthalten. Dichteschwankungen führen dazu, dass die Schwerkraft einzelne Bereiche der Wolke immer weiter zusammenzieht. Während die Gaswolke kollabiert, steigen Druck und Temperatur in ihrem Inneren an. Im Zentrum bildet sich ein sogenannter Protostern. Da die einfallende Materie stets einen gewissen Drehimpuls besitzt, fällt sie nicht unmittelbar auf den Protostern, sondern sammelt sich zunächst in einer rotierenden Akkretionsscheibe. Von dort strömt sie allmählich auf den Protostern. Dabei wird sie durch die Schwerkraft immer weiter beschleunigt und verdichtet. Dadurch steigen Temperatur und Druck im Inneren des Protosterns beständig an, bis schließlich bei einer Temperatur von mehreren Millionen Grad die Wasserstofffusion einsetzt.
Die Beobachtungen stimmen mit diesem Modell überein. In großen Gas- und Staubwolken, etwa in der Umgebung des Orionnebels oder der „kosmischen Klippen" (cosmic cliffs) im Carinanebel, entdecken Astronomen zahlreiche heiße Objekte, die im Infraroten besonders deutlich sichtbar sind. Hochauflösende Aufnahmen zeigen außerdem um viele dieser Objekte rotierende Akkretionsscheiben, wie sie das Modell der Sternentstehung vorhersagt.
Nachdem im Zentrum eines Protosterns die Wasserstofffusion eingesetzt hat, ist ein neuer Stern entstanden. Nun beginnt die mit Abstand längste Phase seines Lebens. Im Inneren verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium, wobei große Energiemengen frei werden. Diese Energie erzeugt einen nach außen gerichteten Druck, der die nach innen wirkende Schwerkraft ausgleicht. Der Stern befindet sich damit in einem stabilen Gleichgewicht und verändert sich über sehr lange Zeit nur langsam.
Aus den physikalischen Modellen lässt sich berechnen, wie lange ein Stern in diesem Stadium verbleibt. Diese Dauer hängt vor allem von seiner Masse ab. Schwere Sterne verbrauchen ihren Brennstoff sehr schnell und erreichen nach den Berechnungen nur ein Alter von wenigen Millionen Jahren. Sterne wie unsere Sonne bleiben dagegen etwa zehn Milliarden Jahre in dieser Entwicklungsphase, massearme Sterne sogar viele zehn bis hunderte Milliarden Jahre.
Während der Wasserstoff im Zentrum allmählich in Helium umgewandelt wird, verändert sich die Zusammensetzung des Sternkerns. Dadurch steigen Kerntemperatur und Fusionsrate langsam an. Der Stern wird im Laufe seines Lebens allmählich heller. Durch Messungen kann man über ihn erstaunlich viel erfahren: Seine Oberflächentemperatur lässt sich aus dem Spektrum bestimmen, und die Spektrallinien geben Aufschluss über seine chemische Zusammensetzung. Aus Schallwellen im Inneren, die sich als winzige Schwingungen der Oberfläche bemerkbar machen, lässt sich außerdem sein innerer Aufbau untersuchen. Vergleicht man diesen zusammen mit Masse, Leuchtkraft, Oberflächentemperatur und chemischer Zusammensetzung mit den Vorhersagen der Modelle, lässt sich auch das ungefähre Alter eines Sterns bestimmen. Für die Sonne ergibt sich auf diese Weise ein Alter von etwa 4,6 Milliarden Jahren. Dieser Wert stimmt mit dem Alter überein, das sich aus der radiometrischen Datierung der ältesten Meteorite unseres Sonnensystems ergibt.
Noch aussagekräftiger sind jedoch Sternhaufen. Da ihre Sterne nach heutiger Auffassung nahezu gleichzeitig aus derselben Gas- und Staubwolke entstanden sind, sollten sie alle dasselbe Alter besitzen. Die Modelle sagen voraus, dass sich das Erscheinungsbild eines Sternhaufens mit zunehmendem Alter systematisch verändert. Da massereiche Sterne ihren Wasserstoff wesentlich schneller verbrauchen als massearme, sollten sie nach und nach aus dem Sternhaufen verschwinden. Genau dieses Bild zeigen die Beobachtungen. Die Plejaden enthalten noch zahlreiche massereiche, heiße und leuchtkräftige Sterne. Nach den Modellrechnungen ergibt sich daraus ein Alter von rund 100 Millionen Jahren. Im Hyadenhaufen gibt es deutlich weniger solcher Sterne, was auf ein Alter von etwa 600 Millionen Jahren schließen lässt. Im Sternhaufen Messier 67 fehlen sie schließlich fast vollständig. Die Modelle führen hier auf ein Alter von etwa vier Milliarden Jahren.
Die weitere Entwicklung eines Sterns lässt sich ebenfalls mit physikalischen Modellen berechnen: Ist der Wasserstoff im Zentrum eines Sterns weitgehend verbraucht, zieht sich der Heliumkern unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Dadurch steigen Druck und Temperatur so stark an, dass in einer Schale um den Kern die Wasserstofffusion weiterläuft. Die durch die Fusion frei werdende Energie lässt die äußeren Schichten des Sterns stark anschwellen. Sein Durchmesser wächst auf ein Vielfaches an, während seine Oberflächentemperatur sinkt; der Stern wird zu einem Roten Riesen. Im weiter schrumpfenden Heliumkern steigen Temperatur und Druck schließlich so weit an, dass die Heliumfusion einsetzt und dabei überwiegend Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Sterne mit einer ähnlichen Masse wie die Sonne stoßen am Ende dieser Entwicklung ihre äußeren Hüllen ab. Das dabei ausgestoßene Gas wird von der Strahlung des heißen Sternkerns zum Leuchten angeregt und bildet einen sogenannten planetarischen Nebel. Zurück bleibt der heiße Kern als Weißer Zwerg. Da keine Kernfusion mehr stattfindet, strahlt er nur noch seine gespeicherte Wärme ins All ab und kühlt deshalb im Laufe von Milliarden Jahren immer weiter aus.
Auch diese Vorhersagen werden durch die Beobachtungen bestätigt. Astronomen beobachten zahlreiche Rote Riesen, deren Durchmesser ein Vielfaches des Sonnendurchmessers beträgt. Ihre Spektren zeigen die durch die Kernfusion veränderten Häufigkeiten von Kohlenstoff und Stickstoff, die nach dem Übergang zum Roten Riesen durch Konvektionsströmungen an die Oberfläche gelangen. Bei einigen weiter entwickelten Roten Riesen werden sogar neu entstandene schwere Elemente wie Barium und das radioaktive Technetium nachgewiesen. Ebenso beobachten Astronomen expandierende Gasnebel mit einem heißen Stern im Zentrum – das erwartete Bild eines Sterns, der seine äußeren Hüllen abgestoßen hat. Zu den bekanntesten Beispielen gehören der Ringnebel (M57) im Sternbild Leier und der Hantelnebel (M27) im Sternbild Füchschen. Schließlich werden auch Weiße Zwerge beobachtet: kleine, äußerst dichte Sterne mit hoher Oberflächentemperatur, aber geringer Leuchtkraft, die keine Energie mehr durch Kernfusion erzeugen.
Besitzt ein Stern deutlich mehr Masse als die Sonne, sagen die Modelle einen anderen Entwicklungsweg voraus. Nach dem Heliumbrennen folgen weitere Fusionsphasen, bei denen immer schwerere Elemente entstehen. Schließlich bildet sich ein Eisenkern, aus dem durch Kernfusion keine Energie mehr gewonnen werden kann. Der Kern verliert seine Stabilität und bricht unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Der Kollaps löst schließlich eine Supernova-Explosion aus, bei der die äußeren Schichten des Sterns ins All geschleudert werden. Beim Kollaps werden Protonen und Elektronen zu Neutronen zusammengepresst. Ist der entstandene Kern nicht zu massereich, wird der weitere Kollaps durch den Druck der dicht gepackten Neutronen gestoppt. Es bleibt ein Neutronenstern mit einem Durchmesser von nur etwa 20 bis 30 Kilometern zurück. Ist der Kern dagegen noch massereicher, kann auch dieser Druck den Kollaps nicht aufhalten. Nach den Modellen entsteht dann ein Schwarzes Loch.
Auch diese Vorhersagen der Modelle werden durch Beobachtungen bestätigt. Astronomen beobachten Supernovae und ihre Überreste, in deren Zentren sich häufig Neutronensterne nachweisen lassen. Viele machen sich durch regelmäßige Radiopulse bemerkbar, weshalb sie Pulsare genannt werden. Die kurzen Zeitabstände zwischen den Pulsen zeigen, dass es sich um extrem kleine, schnell rotierende Objekte handeln muss. Befindet sich ein Neutronenstern außerdem in einem Doppelsternsystem, lässt sich aus der Bahn seines Begleitsterns seine Masse bestimmen. Insgesamt stimmen die gemessenen Eigenschaften mit denen von Neutronensternen überein. Auch die von den Modellen für besonders massereiche Sterne vorhergesagten Schwarzen Löcher hat man inzwischen nachgewiesen.
Aus all dem ergibt sich ein klares Bild: Die Sternmodelle sagen für jedes Entwicklungsstadium eine ganz bestimmte Kombination von Eigenschaften voraus. Genau diese vorhergesagten Kombinationen von Eigenschaften werden beobachtet: von Sternentstehungsgebieten und jungen Sternen über Rote Riesen bis zu Planetarischen Nebeln, Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern. Das spricht dafür, dass Sterne sich tatsächlich in verschiedenen Entwicklungsstadien befinden und nicht alle gleichzeitig in ihrem heutigen Zustand geschaffen wurden.
Wer mehr über Sterne lernen möchte und genügend fit im Englischen ist, wird am Crash Course Astronomy seine Freude haben.
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