Welche Informationen haben wir? Zunächst müssen wir uns vergegenwärtigen, dass die Sonne der einzige Stern von Abermilliarden ist, den wir "richtig" beobachten können (Oberfläche im Teleskop sichtbar, Raumsonden können zur Sonne fliegen). Alle anderen Sterne sind so weit entfernt, dass sie auch in den großen Superteleskopen nur Lichtpünktchen sind, auf denen (mit ganz wenigen Ausnahmen) auch nicht die geringsten Strukturen zu erkennen sind. Alles was wir von dort bekommen ist Licht, nichts weiter als Licht! Es stellt sich also für den Laien zu Recht die Frage, woher die Astronomen dennoch so viel über die Sterne wissen.

Denken wir einmal an das, was wir von der Sonne wissen: Normalerweise erzeugen Sterne ihre Energie durch "Verbrennen" von Wasserstoff zu Helium. Ein Stern ist eine riesige, kontinuierlich explodierende Wasserstoffbombe. Es ist nun leicht nachzuvollziehen, dass ein Stern umso mehr Energie pro Zeiteinheit erzeugt, je größer seine Masse ist. Ein solcher Stern hat auch einen großen Durchmesser, eine hohe Oberflächentemperatur und damit auch eine große Leuchtkraft. Da mit steigender Temperatur eines glühenden Körpers seine Farbe von rot zu blau  wechselt, erkennt man solche Sterne an der Farbe des ausgesandten Lichts.

Die Astrophysiker haben diese Zusammenhänge genauer berechnet, und so genügt heute schon die Farbe des Sternlichts, um eine recht genaue Aussage über Masse, Durchmesser, Leuchtkraft, Temperatur und Dichte eines Sterns zu machen. Man hat daher die Sterne nach der Farbe ihres Lichts in "Spektralklassen" ( O B A F G K M ) eingeteilt (s. Diagramm unten). Dabei sind die O-Sterne die blauen, großen Sterne mit 40 Sonnenmassen, und die M-Sterne die kleinen roten Sterne mit nur 0,1 Sonnenmassen. Da sie am linken Rand des Diagramms liegen, gibt es bei den O-Sternen für die Größe keine feste obere Grenze, die Werte unten gelten für die am häufigsten auftretende Form.

Es gibt noch weitere Spektralklassen für exotische Sterntypen, aber in die unten aufgeführten Klassen lassen sich fast 90% aller Sterne als "Hauptreihensterne" ("normale" Lebensphase) einordnen.  Bei Geburt und Tod durchläuft ein Stern Phasen, bei denen er trotz gleicher Spektralklasse ganz andere Werte für Masse, Durchmesser, Leuchtkraft etc. hat, als die unten im Diagramm angegeben Werte für normale Hauptreihensterne. Beispiele hierfür sind rote Riesensterne (grob 1%) oder weiße Zwergsterne (grob 9%), die es nach dem unten angeführten Schema gar nicht geben dürfte.

Masse:	40 ¤ -------------------------------- 0,08 ¤	Symbol ¤ für
Durchmesser:	18 ¤ -------------------------------- 0,15 ¤	unsere Sonne
Leuchtkraft:	5• 105 ¤ --------------------------- 0,001 ¤
Oberflächentemperatur:	4• 104 K --------------------------- 2500 K	(Sonne 6100 K)
Dichte:	0,01 gcm-3 ------------------------ 60 gcm-3	(Sonne 1,4 gcm-3)
Farbe:	blau --------------------------------- rot	(Sonne gelb)
Spektralklasse:	O      B      A      F     G      K      M	(Sonne G)

Damit sind die Möglichkeiten Information über die Sterne zu bekommen bei weitem noch nicht erschöpft. Zerlegt man das Sternenlicht zum Beispiel in sein Spektrum, so erhält man unzählige weitere Hinweise. Die im Spektrum auftretenden Linien und deren genaue Form geben genaue Auskunft über die vorhandenen Elemente, die Oberflächentemperatur, die Dichte und die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns. (Da man für die Erstellung eines Spektrums viel Licht benötigt, sind die Astronomen übrigens an sehr großen Teleskopen interessiert). Eventuelle Schwankungen der Lichtstärke lassen weitere Aussagen über den Zustand eines Sterns zu. Periodische Lichtschwankungen können auch von Planeten hervorgerufen werden, die  vor dem Stern entlang ziehen und ihn teilweise bedecken. Schwankungen der Lichtfrequenz (Dopplereffekt) geben Auskunft über die Bewegung des Sterns, und können ebenfalls auf die Existenz von Planeten hinweisen. Misst man auch noch Infrarotstrahlung, Röntgenstrahlung und Radiostrahlung, so ergeben sich weitere Informationsquellen. Aus allen gewonnenen Erkenntnissen kann man heutzutage die Entstehung von Sternen, deren Entwicklung und Ende, die Vorgänge im Inneren der Sterne, sowie die viele beobachtete Phänomene erklären. Einige interessante Fakten:

• 75% aller großen Sterne stehen in Mehrfachsystemen. Neuerdings vermutet man aber, dass ca. 85% der Sterne sehr klein (Klasse M) sind, und davon nur 25% in Mehrfachsystemen stehen. Das bedeutet entgegen früherer Annahmen, dass mehr als 60% aller Sterne einzeln stehen. Das wäre wichtig, denn Leben könnte sich in Mehrfachsystemen kaum entwickeln.

• Es gibt Doppelsternsysteme mit Umlaufzeiten von 2h (!)  =  starke Verformung der Sterne, Materieaustausch zwischen den Sternen möglich.

• Sterne können explodieren (Supernovae), kurzzeitig bis 10⁹ mal heller als die Sonne, starke Radiostrahlung.

• Rotationsgeschwindigkeit am Sternäquator kann bis zu 320 km/s betragen (Sonne 2,0 km/s), damit ist  das Abschleudern von Masse möglich.

• Magnetfelder bis zum 30.000 -fachen der Sonne (Sonne 2•10^-4 T) würde die Energieversorgung der Planeten und deren Bewohner lösen (Induktionsspulen).

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Geburt eines Sterns: Sterne bilden sich aus Gaswolken, in denen viel Wasserstoff enthalten ist. Diese Wolken kollabieren unter ihrer eigenen Schwerkraft, und die Materie ballt sich zusammen (Kondensation). Auslöser der Kondensation kann die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein. Gibt es mehrere Verdichtungen in einer Gaswolke, können Doppelsternsysteme entstehen. Durch die freigesetzte Gravitationsenergie und den wachsenden Druck steigt die Temperatur im inneren jedes "Protosterns". Solche Sterngeburten können im Orionnebel beobachtet werden. Bilder zeigen dunkle Materiescheiben, in deren Inneren schon ein Stern zu glühen beginnt (Bild unten links, NASA). Gleichzeitig sammelt sich die umgebende Materie in einer sich drehenden Scheibe rund um den Protostern, aus der sich auch Planeten bilden können. Zieht der Protostern im Zentrum Materie aus der Scheibe an (Akkretion), so können sich in Richtung der Polachsen zwei Materie-Jets bilden, die mehrere Lichtjahre lang werden können. Das Bild links zeigt eine Materiewolke in der ein Stern entsteht, deutlich erkennt man einen roten Jet. Sind Temperatur und Druck im Protostern genügend angestiegen, so beginnt der Fusionsprozess, bei dem neben unergiebigen Fusionsprozessen zunächst Wasserstoff zu Helium fusioniert, wobei  wie bei der Explosion einer Wasserstoff-Bombe riesige Energiemengen freigesetzt werden. Durch den Strahlungsdruck bläht sich der Stern auf, bis ein stabiles Gleichgewicht zwischen Druck und Gravitation erreicht ist. In diesem Zustand verbringt der Stern dann den größten Teil seines weiteren Lebens, für dessen Dauer die Masse des Sterns von entscheidender Bedeutung ist. Die ersten Sterne bildeten sich wohl schon 300-400 Millionen Jahre nach dem Urknall (noch vor den Galaxien) nur aus Wasserstoff und Helium (Population I). Erst die späteren Sterngenerationen (Population II und III) enthielten auch schwerere Elemente, die beim Tod der Population I-Sterne freigesetzt wurden.

Leben eines Sterns: Je nach Masse des Protosterns hat dieser eine andere Entwicklungsgeschichte im Laufe des Sternenlebens. Das ist nicht verwunderlich, wenn man bedenkt, dass die Masse ausschlaggebend dafür ist, wie viel Energie im Kern des Sterns erzeugt wird, was wiederum entscheidend die Geschwindigkeit beeinflusst, mit der der Vorrat an Wasserstoff verbraucht wird. Bedenkt man, dass beim Erlöschen der Kernfusion im Inneren wegen des dann fehlenden Strahlungsdrucks der Steren durch die enorme Gravitation kollabiert, so ist leicht einzusehen, dass damit das "normale" Leben eines Sterns praktisch beendet ist. Im Folgenden werden die Erscheinungstypen der Sterne nach ihrer Geburt beschrieben, bis deren Wasserstoff-Vorrat zur Neige geht. Die Braunen Zwerge nehmen hierbei eine Sonderstellung ein, da sie eigentlich nicht zu den Sternen gezählt werden!

• Braune Zwerge sind Objekte mit einer Masse über 5 Jupitermassen und unter 0,08 Sonnenmassen. Sie sind im Inneren immer zu kalt, um eine Wasserstoff-Kernfusion zu Helium (erfordert über 10 Millionen Grad) zu zünden. In ihnen laufen daher nur andere, wenig ergiebige Fusionsprozesse bei niedrigeren Temperaturen ab (Deuterium und Lithiumfusion bei 1-5 Millionen Grad), oder sie gewinnen ihre Energie als reine Kontraktions-Energie der zusammenstürzenden Masse. Braune Zwerge werden zwischen den Gasplaneten (wie z.B. Jupiter) und den Sternen eingeordnet. Der genaue Entstehungsvorgang von Braunen Zwergen ist heutzutage (2006) noch nicht eindeutig geklärt, sie könnten aber in sehr großer Zahl im Universum vorhanden sein. Da die Braunen Zwerge sehr leuchtschwach sind, ist es schwierig sie nachzuweisen und man benötigt dazu sehr große Teleskope, um das Spektrum des Objekts analysieren zu können. Braune Zwerge kühlen wegen der wenig ergiebigen Fusionsprozesse recht schnell wieder aus, sie leben nur wenige Millionen Jahre.

• Rote Sterne (auf der Hauptreihe) sind die häufigsten Sterne in der Milchstraße. Sie sind die kleinsten und kältesten aktiven Sterne und gehören zum Spektraltyp M. In ihnen findet wegen der geringen Masse wenig Kernfusion von Wasserstoff zu Helium statt, weshalb der Wasserstoff-Vorrat sehr lange reicht. Bis heute (2006) ist noch kein sterbender Roter Zwerg beobachtet worden, sie leben also mindestens so lange, wie das Universum alt ist (ca. 14 Milliarden Jahre). Rote Zwerge sind sehr leuchtschwach und können mit bloßem Auge nicht gesehen werden. Zu diesen zählt auch Proxima Centauri, der Sonne nächstgelegener Stern. Ist der Wasserstoff verbraucht, reicht die Temperatur im Inneren nicht aus, um eine Helium-Fusion zu zünden, weshalb sich Rote Zwerge nicht zu Roten Riesen (s. unten) aufblähen können, sondern mehr oder weniger direkt zu Weißen Zwergen (s. unten) werden.

• Gelbe Sterne (auf der Hauptreihe) haben ungefähr Masse der Sonne bis zur achtfachen Masse der Sonne, und haben (wie der Name bereits sagt) eine gelbliche Farbe. Sie verbrennen ihren Wasserstoff noch relativ langsam, und leben daher lange (Die Sonn ca. 10 Milliarden Jahre). Ist die Wasserstoff-Fusion beendet, setzt in ihnen die Heliumfusion ein und sie werden zu Roten Riesen (s. unten).

• Blaue Sterne (auf der Hauptreihe) haben bis zu 50 Sonnenmassen (Spektraltyp O) und sind damit die massereichen Sterne. Aufgrund der energiereichen Strahlung hat ihr Licht eine höhere Frequenz und ist damit blau, ihre Leuchtkraft ist bis über 500.000 Mal größer als die der Sonne. Da in ihnen die Kernfusion aufgrund der hohen Masse besonders schnell abläuft, haben sie oft nur eine kurze Lebensspanne; daher sind sehr große blaue Sterne mit einer Häufigkeit von 1 zu 10 Millionen auch sehr selten. Das Leben blauer Sterne endet als Roter Riese oder ab etwa 8 Sonnenmassen als roter Überriese (s. unten). Bei den blauen Sternen gibt es für die obere Größe keine feste Grenze, ganz besonders große Exemplare haben bis zu 100 Sonnenmassen.

Der Tod eines Sterns: Das Leben eines Sterns ist im Wesentlichen beendet, wenn er seinen Vorrat an Wasserstoff durch Fusion zu Helium verbraucht hat. Im Laufe seines Lebens "verbrennt" der Stern immer mehr Wasserstoff, als "Asche" sammelt sich Helium im Kern an. Das führt oft zu einem schalenförmigen Wasserstoff-Brennen, wobei der Radius des Heliumkerns immer größer wird. Damit sinken Druck und Temperatur, bis eine Fusion von Wasserstoff zu Helium nicht mehr möglich ist. Damit verschwindet auch der Strahlungsdruck, der den Stern im Gleichgewicht gehalten hat, was zu einem instabilen Zustand mit in sich zusammenstürzendem Stern führt. Wie dieser Prozess abläuft, ist ganz entscheidend durch die Masse des Sterns bestimmt:

• Zwischenstadium Roter Riese: Geht der Wasserstoff im Inneren eines Sterns mit einer Kernmasse  von weniger als 1,44 Sonnenmassen (die Masse des ganzen Sterns liegt dann normalerweise unter 3 bis maximal 8 Sonnenmassen) zur Neige, so werden diese zu Roten Riesen. Durch den Gravitations-Kollaps nach Beendigung der Wasserstofffusion steigen im Inneren des Sterns Druck und Temperatur so enorm an, dass nun Helium zu höheren Elementen fusioniert.  Dabei können Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Ist danach im Inneren noch genug Hitze und Druck, so fusionieren weitere, schwerere Elemente. Während den einzelnen Fusions-Vorgängen werden die äußeren Gashüllen ins Weltall geschleudert, die dann oft Planetare Nebel (Bild oben Mitte und rechts) bilden. Der Stern selbst dehnt sich wegen der enormen Temperaturen im Inneren (die weit über der Temperatur der Wasserstofffusion liegen) bis zum 100fachen Sonnendurchmesser aus. Die riesige Oberfläche kann dann die Energie des Sterns bei relativ geringer Temperatur (2000 bis 4000 Grad) abstrahlen, was einen sehr hellen, rot strahlenden Stern ergibt. Ist die Kernmasse eines roten Riesen größer als 1,44 Sonnenmassen (die Masse des ganzen Sterns liegt dann normalerweise über 8 bis minimal 3 Sonnenmassen), so spricht man von Roten Überriesen, die bis zu 1000 Sonnendurchmesser erreichen. Bei diesem Typ bleibt es nicht beim "friedlichen" Abstoßen von Gashüllen, sondern es erfolgt eine Supernova-Explosion vom Typ II (s. unten). Bei einer solchen Detonation von kosmischem Ausmaß entsteht ein gewaltiger Energieausstoß in Form von Neutrinos, Licht und Strahlung. Die sich ausbreitende Schockwelle zerfetzt den alten Stern und alles, was sich in dessen näherer Umgebung befindet; aufgrund der Strahlung hat eine solche Explosion katastrophale Auswirkungen auf Leben im Umkreis von 50 Lichtjahren (hoffentlich geschieht so etwas nicht in unserer Nähe). Das Ende eines Roten Überriesen ist in jedem Fall ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, Rote Riesen enden normalerweise nach Abstoßen von Gashüllen als Weißer Zwerg umgeben von einem Planetaren Nebel:

• Endstadium Weißer Zwerg: Wenn die Fusionsprozesse in einem Roten Riesen erlöschen, hat der Stern während des Riesenstadiums normalerweise ganz erheblich an Masse verloren. Verbleiben weniger als 1,44 Sonnenmassen (der so genannte Chandrasekhar-Grenze), so entsteht ein Weißer Zwerg. Der Stern stürzt endgültig in sich zusammen, und es bleibt eine sehr kleine, aber durch die freiwerdende Gravitationsenergie unvorstellbar heiße Kugel, deren kleinen Oberfläche extrem heiß strahlt, aber wenig Energie abgibt. Der Stern ist also weiß und leuchtschwach, daher der Name "weißer Zwerg". Weiße Zwerge bestehen zum großen Teil aus Kohlenstoff und Sauerstoff und besitzen wegen des enormen Gravitationsdrucks eine sehr hohe Dichte, ca. eine Tonne pro Kubikzentimeter. Wegen der Kontraktion der Masse und der Erhaltung des Drehimpulses rotiert der Stern sehr schnell. Da keine Energie durch Fusion nachgeliefert wird, kühlt er dann endgültig aus, und erlischt vollständig. Man bezeichnet ihn dann als "Schwarzen Zwerg". Die Auskühlphase von Weißen Zwergen kann extrem lange dauern, gegebenenfalls mehrere 10 Milliarden Jahre!

• Endstadium Neutronenstern: Neutronensterne sind äußerst spektakuläre Gebilde. Bei einem Roten Überriesen verläuft nach Abschluss aller Fusions-Prozesse  der Übergang in das Endstadium nicht so "friedlich", sondern in einer unvorstellbar gewaltigen Explosion (Supernova-Explosion). Verbleiben danach Restmassen zwischen 1,44 und ca. 3,2 Sonnenmassen, so verläuft der Vorgang in etwa wie folgt: Die auf die Materie im Kern des Sterns wirkende Gravitation ist so stark, dass die Elektronen in die Atomkerne hineingedrückt werden, und dort die Protonen zu Neutronen (und Elektron-Neutrinos) umwandeln. Da Neutronen keine abstoßenden  elektrischen Kräfte aufeinander erzeugen, fällt die Materie zu einer unvorstellbaren Dichte zusammen (Kollaps), bei der das ganze Zugspitz-Massiv in einem Fingerhut Platz hätte! Dieser Vorgang findet zunächst im Inneren des Roten Überriesen statt, nach außen wirkt der Stern relativ "normal". Der Kern erhitzt sich beim Kollaps jedoch enorm, und der dabei ausgesendete Neutronen-Schauer erhitzt die umgebenden Hüllen auf extreme Temperaturen (Hüllenbrand). Durch den extremen Neutronenbeschuss entstehen alle schwereren Elemente als Eisen. Beim Kollaps des Kerns wird der entstehende Neutronenstern wegen der Erhaltung des Drehimpulses in unvorstellbar schnelle Rotation versetzt, die sogar eine unglaubliche Frequenz von 640 Umdrehungen pro Sekunde erreichen kann! Erst im letzten Schritt kommt es dann zur Supernova-Explosion, die die äußeren Hüllen des Sterns zerfetzt, und ins All hinausschleudert. Es bleibt ein stabiler Neutronenstern mit einem Durchmesser von nur 10-20 Kilometern und eine Masse von 1,44 bis 3,2 Sonnenmassen, wobei ein Stecknadelkopf der Materie auf der Erde eine Million Tonnen (!) wiegen würde. Bis zum endgültigen Erkalten strahlt ein Neutronenstern wie ein Weißer Zwerg weißes Licht mit geringer Helligkeit aus. Besondere Formen von Neutronensternen sind die Magnetare und Pulsare (s. unten).

• Endstadium Schwarzes Loch: Ein Schwarzes Loch entsteht aus Roten Überriesen, wenn sich bei der dann erfolgenden Supernova-Explosion ein Neutronenstern mit mehr als 3,2 Sonnenmassen (Oppenheimer-Volkoff-Grenze) bilden müsste. Der sich zunächst bildende Neutronenstern ist aufgrund der unvorstellbar hohen Gravitation so instabil, dass selbst die Neutronen diesem Druck nicht standhalten, und die ganze Masse noch weiter zusammengedrückt wird. An der Oberfläche (so weit man noch davon reden kann) ist die Gravitation dann so groß, dass nicht einmal Licht entkommen kann. Somit ist das Schwarze Loch komplett unsichtbar. Man kann Schwarze Löcher nur indirekt beobachten, wenn sie Materie spiralförmig in sich hineinziehen, diese dabei extrem beschleunigen und zum Leuchten bringen (s. Bild vom schwarzen Loch NGC4261 links, NASA). Aufgrund von Leuchtkraftmessungen muss die Materie, kurz bevor sie ins Schwarze Loch fällt, nach der Einstein'schen Gleichung großteils  in Energie umgewandelt werden. Neben weiteren seltsamen Phänomenen hört im Inneren von Schwarzen Löchern sogar die Zeit auf zu existieren, weshalb sie äußerst rätselhafte (aber keineswegs seltene) Objekte im Universum sind. Da sie alle Materie die ihnen zu nahe kommt verschlucken, können Schwarze Löcher zu enormen Massen (Millionen von Sonnenmassen) anwachsen. Wie viele von diesen Dingern im All herumschwirren ist nicht bekannt, weil sie unsichtbar sind, solange sie keine Materie "fressen". Hoffentlich kommt so ein Ding nicht einmal in die Nähe der Sonne, selbst ein nur wenige Meter großes Gebilde würde die Erde glatt zur Vorspeise verschlucken, bevor es sich über die Sonne hermacht! Würde man die Erde in ein Schwarzes Loch verwandeln, so hätte sie einen Durchmesser von nur noch 89 Zentimetern!

• Magnetare: Neutronensterne haben gewöhnlich ein extrem starkes Magnetfeld. So genannte Magnetare besitzen ein besonders starkes Magnetfeld, viele Billionen(!) mal stärker als das Magnetfeld der Sonne, das im Laufe der Zeit ihre Rotation stark abbremst. In ihrer Anfangsphase der Abbremsung kommt es dabei wegen der Umwandlung von Rotationsenergie zu Röntgenstrahlung zu starken Röntgenstrahlen-Ausbrüchen, rund ein Dutzend Kandidaten für diese Art der Neutronensterne sind in der Milchstraße bereits entdeckt.

• Pulsare: Die rotierenden Neutronensterne mit ihren enormen Magnetfeldern muss man sich wie riesige Teilchenbeschleuniger denken. Ist das Magnetfeld gegen die Rotationsachse geneigt, sendet der Stern zwei enge Strahlenbündel aus, die mit dem Stern wie ein Leuchtfeuer schnell rotierten. Wird die Erde von einem solchen "Leuchtfeuer" getroffen, so empfangen wir in kurzen Zeitabständen Strahlungsimpulse, daher der Name Pulsar. Das Spektrum dieser Strahlung kann sich vom Radiowellen-Bereich über Licht bis zum Gammastrahlen-Bereich erstrecken. Befinden sich z.B. in der Umgebung des Pulsars ionisierte Gase (Plasma), werden Elektronen vom Magnetfeld an den Polachsen mitgerissen und sie spiralisieren an diesen entlang nach außen vom Zentrum weg. Durch die auf den Spiralbahnen erfolgende stark beschleunigte Bewegung strahlen die Elektronen Röntgen- und Gammastrahlung ab. Solche Objekte bezeichnet man dann als Röntgen-Pulsare. Je jünger der Pulsar ist, desto energiereicher ist gewöhnlich seine emittierte Strahlung.

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Was sind Novae / Supernovae?  Schon im Altertum beobachtete man gelegentlich das helle Aufleuchten eines Sterns, den man bisher nicht am Himmel gesehen hatte. Später beobachteten Astronomen mit immer besseren Geräten häufiger starke Helligkeitsausbrüche von Sternen. Dabei stiegen die Helligkeiten teilweise um einen Faktor 100- 1000 Millionen an. Das erklärt auch, warum die betroffenen Sterne zuvor nicht gesehen wurden, sie waren dafür zu unauffällig. Früher meinte man, das plötzliche Aufleuchten künde von der Entstehung eines neuen Sterns, daher der Name Nova! Heute sind die Vorgänge genauer untersucht, und man hat festgestellt, dass ein Supernova-Ereignis eine riesige Explosion ist, die dem Tod eines Sterns vorausgeht!

Bei einer Supernova-Explosion entsteht ein gewaltiger Energieausstoß in Form von Neutrinos, Licht und Strahlung. Die sich ausbreitende Schockwelle zerreißt den alten Stern und alles, was sich in dessen näherer Umgebung befindet; aufgrund der Strahlung hat eine solche Explosion katastrophale Auswirkungen auf Leben im Umkreis von 50 Lichtjahren. Unter den extremen Bedingungen (Neutronenbeschuss) solcher Explosionen bilden sich alle schweren Elemente, die nicht zuletzt auch zum Aufbau des menschlichen Körpers erforderlich sind. So gefährlich Supernova-Ereignisse für das Leben sind, so wichtig sind sie auch, denn im Universum gab es anfangs nur Wasserstoff und Helium, und keine schweren Elemente! Jedes einzelne Atom unserer Körper, sofern es nicht Helium oder Wasserstoff ist, ist also erst durch eine Nova-Explosion entstanden! Das Bild rechts zeigt die Explosion einer Supernova in einer entfernten Galaxie (NASA). Das Licht vieler Milliarden Sterne der Galaxie erscheint gegenüber der blau aufleuchtenden Supernova eher blass, was die enorme Freisetzung von Energie verdeutlicht.

• Novae gibt es nur in engen Doppelstern-Systemen, bei denen einer der beider Sterne (normalerweise) ein Weißer Zwerg ist. Dieser akkretiert wasserstoffreiches Gas des anderen Sterns, was sich an der äußeren Schale des Weißen Zwergs sammelt. Nach einiger Zeit kommt es dann entweder zu einer explosiven nuklearen Kernfusion in der äußeren Schale des Weißen Zwergs (thermonuklearer Runaway), oder zu einer Explosion aufgrund von Instabilitäten in der äußeren Schale. Hierbei wird Materie ins All geschleudert und der Stern leuchtet kurzzeitig hell auf. Novae können sich auch nach einigen Monaten bis zu einigen Millionen Jahren wiederholen, dann nennt man sie rekurrente Novae. Bei einer typischen Nova steigt die Helligkeit vorübergehend auf das 150.000fache an! Die vom Weißen Zwerg aufgenommenen Masse reicht aber nicht aus, um 1,44 Sonnenmassen zu überschreiten, es entsteht also kein Neutronenstern!

• Supernovae Typ I: Sie entstehen wie eine Nova in Doppelstern-Systemen, allerdings nimmt der Weiße Zwerg dabei so viel Materie auf, dass seine Kernmasse 1,44 Sonnenmassen übersteigt, und er zu einem Neutronenstern kollabiert. Supernovae vom Typ I sind die hellsten Novae überhaupt! Sie können daher auch in entfernten Galaxien beobachtet werden, und können im Extremfall die Helligkeit der gesamten Galaxie (mit Milliarden von Sternen) überstrahlen! Dabei entsteht ein gewaltiger Energieausstoß in Form von Neutrinos, Licht und Strahlung. Die sich ausbreitende Schockwelle zerreißt den alten Stern und alles, was sich in dessen näherer Umgebung befindet; aufgrund der Strahlung hat eine solche Explosion katastrophale Auswirkungen auf Leben im Umkreis von 50 Lichtjahren.

• Supernovae Typ II: Dieser Typ entsteht, wenn ein Roter Überriese nach einer gewaltigen Explosion zu einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch kollabiert. Der eigentliche Kollaps des Sterns erfolgt dabei in der unvorstellbar kurzen Zeit von wenigen Sekunden! Die Helligkeit des Sterns kann vorübergehend auf das 100.000.000fache steigen! Solche Ereignisse sind sehr selten, seit Christi Geburt sind in unserer Galaxis nur extrem wenige Fälle bekannt (z.B. ist der Crabb-Nebel der Überrest einer SN vom Typ II).

• Hypernovae und GRB: In unserer lokalen Galaxie Milchstrasse geht es eigentlich recht provinziell zu. Da explodieren zwar mal einige Sonnen mit hundert Millionen Leuchtkräften unserer Sonne, da gibt es gierig Materie verschlingende Schwarze Löcher, und auch mal einen Strahlungsausbruch der das Leben auf allen benachbarten Sonnensystemen mit einem Schlag auslöscht, aber was ist das schon gegenüber einem GRB (Gamma Ray Burster)! Satelliten zur Überwachung von Atomexperimenten stellten nichtirdische Gammastrahlung fest, über deren Herkunft gerätselt wurde (z.B. Atomexplosionen auf der Rückseite des Mondes......). Das Militär konnte keine Erklärung finden, und so wurden 1973 diese Ereignisse öffentlich bekannt gegeben. Untersuchungen ergaben bald, dass die GRB gleichmäßig aus allen Himmelsrichtungen kommen, bei einer Dauer von wenigen Millisekunden bis hin zu etlichen Minuten. Gefolgt sind sie von einem wenige Stunden dauernden "Nachglühen" im sichtbaren Licht und auch bei anderen Wellenlängen. Wegen der gleichmäßigen Kugel-Verteilung können sie nicht aus der (scheibenförmigen) Milchstrasse stammen, sie kommen also aus fernen Galaxien, und müssen wegen der kurzen Dauer aus einem eng begrenzten Bereich stammen (sonst würde die unterschiedliche Laufzeit der Strahlung zu einer längeren Dauer führen).

Damit hatte man ein riesiges Problem: Aus Intensität und Entfernung berechneten sich Energiemengen von bis zu 10⁴⁷ Joule und der 10¹⁶ fachen Helligkeit unserer Sonne. Kein im Universum denkbarer Prozess könnte solche Energiemengen freisetzten! Man spekulierte verzweifelt, sogar über Antimaterie und explodierende Schwarze Löcher! Es gab nur eine Lösung: Die GRB senden Strahlung nicht in alle Richtungen, sondern gebündelt nur in einem wenige Grad engen Jet. Das würde die Energie auf  10⁴⁴  Joule reduzieren, und käme damit in der Bereich einer riesigen Supernova-Explosion (Hypernova) Trotzdem würden alle Maßstäbe gesprengt, es wäre notwendig, mehr als das 100fache der Erdmasse(!) sekundenschnell nach der Einstein-Formel E = mc² in reine Energie zu verwandeln! Zur Klärung wurden von Röntgenteleskopen beobachtete GRB sofort weltweit gemeldet, und man versuchte, an den Stellen der GRB sofort optische Aufnahmen zu machen. Das gelang auch in einigen Fällen (s. Bild links, NASA). Es zeigte sich, dass GRB tatsächlich aus extrem weit entfernten Galaxien stammen. Die Verläufe der Gamma-Strahlungsimpulse ließen auch tatsächlich auf gebündelte Jets schließen. Die länger dauernden GRB mit der "weicheren" Strahlung sind vermutlich auf riesige Nova-Explosionen zurückzuführen, bei denen sehr große Sterne sekundenschnell zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Die ganz kurzen GRB mit "harter" Strahlung sind noch nicht geklärt, eventuell vereinigen sich hier zwei Neutronensterne in einem Doppelsternsystem zu einem Schwarzen Loch.

Da wir einen GRB nur sehen, wenn der sehr enge Strahlen-Kegel (2 bis 20 Grad) zufällig die Erde trifft, bedeutet das, dass diese Ereignisse im Universum viel häufiger sind, als wir sie beobachten. Etwa alle 100.000 Jahre gibt es einen GRB in einer Galaxie. Auch in der Milchstrasse wird es so sein, und das bedeutet, dass die Erde in der Urzeit vermutlich von solchen im Mittel nur 2 Sekunden dauernden GRB getroffen wurde, mit allen Folgen für das Leben. Das ein nur Sekunden dauernder Gammablitz aus dem All katastrophale Folgen haben könnte, ist eine geradezu bizarre Vorstellung, doch einige Perioden des Artensterbens werden von namhaften Wissenschaftlern solchen Ereignissen zugeordnet! Da GRB die mit Abstand energiereichsten Vorgänge im Universum sind, sollten wir wohl dringend hoffen, dass die anfangs erwähnte "provinzielle" Ruhe in der Milchstrasse (besonders in unserer Nähe) noch möglichst lange anhält!

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Das Weltraumteleskop Swift und GRB080319B

Es ist schon erstaunlich: Drei Jahrzehnte vor dem 19. März 2008 rätselte man um kurzzeitig auftretende Gammastrahlen (Gamma Ray Bursts GRB), aufgefangen von militärischen Spionagesatelliten, vermutete gar geheime Atomexplosionen auf der der Erde abgewandten Seite des Mondes oder rätselhafte Antimaterie-Explosionen. Als dann langsam klar wurde, dass es sich dabei um kosmische Vorgänge handelt, baute man den Satelliten Swift (Bild rechts, NASA) zur Erforschung des Phänomens, und startete ihm erfolgreich am 20 November 2004. Der Satellit besitzt Kameras für die Beobachtung von Gammastrahlung, Röntgenstrahlung, Ultraviolett und sichtbarem Licht. Swift beobachtet ständig ca. 1/12 des Himmels mit einer Weitwinkelkamera, und lokalisiert innerhalb von 15 Sekunden auftretende Gammabursts mit einer Genauigkeit von 1 bis 4 Bogenminuten (zum Vergleich: der Mond hat einen Durchmesser von 30 Bogenminuten). Beim Auftreten eines GRB gibt Swift sofort einen weltweiten Alarm, und optische Teleskope werden möglichst schnell ausgerichtet, um den GRB auch optisch zu beobachten. Swift selbst kann seine hochauflösenden Kameras sehr schnell auf die mit der Weitwinkelkamera gefundene Position ausrichten (20 bis 70 Sekunden), daher der Name Swift. Das optische und UV-Teleskop an Bord hat jedoch nur eine Öffnung von 30cm (wie ein Amateurteleskop), und ist daher auf Unterstützung von größeren Teleskopen am Boden angewiesen. Leider vergehen vom Alarm bis zum Beginn der Beobachtungen wertvolle Sekunden, da die Teleskope erst ausgerichtet werden müssen. Das ist sehr ärgerlich, weil die GRB nur extrem kurz andauern, und speziell die Anstiegszeit dieser Vorgänge für die Astrophysiker sehr interessant ist.

Eine polnische Gruppe von Wissenschaftlern ("Pi of the Sky", der Name kommt vermutlich daher, dass 1/4 des Himmels ständig überwacht wird, 4*PI wäre der ganze Himmel) hat einen etwas anderen Ansatz. Sie beobachten größere Bereiche des Himmels, auf die auch das Gammateleskop von Swift ausgerichtet ist, kontinuierlich mit Aufnahmen von etwa 10 Sekunden Belichtungszeit. Beim Auftreten von plötzlichen Lichtveränderungen gibt das System einen Alarm. Einen solchen Alarm gab es in der Nacht von 18. auf den 19.03.2008. Auf 10 Sekunden Belichtungen beginnend um 05:49 Universal Time, wurde ab 06:12 UT ein extrem heller Lichtblitz beobachtet, der eine Helligkeit der 5,8 Größenklasse erreichte. Das erste Bild mit dem Blitz begann mit der Belichtung 2 Sekunden, bevor der Gamma-Satellit Swift Alarm gab. Drei Belichtungen später erreichte der Alarm von Swift das optische Teleskop, dieses wurde exakt auf die von Swift angegebnen Koordinaten korrigiert, die folgenden Bilder zeigen dann das Abklingen des Blitzes auf 11 Gößenklassen innerhalb von 4 Minuten. Andere Teleskope konnten das Abklingen des Blitzes ebenfalls beobachten, aber wegen der zeitlichen Verzögerung erst 16 Sekunden nach dem Beginn, damit hat sich das Vorgehen von "Pi of the Sky" als sehr sinnvoll erwiesen, denn dort konnte der gesamte Verlauf des GRB aufgezeichnet werden.

Man hat den Vorgang der zur Entstehung eines GRB mit einer Dauer von über zwei Sekunden führt, immer noch nicht enträtselt. Wie wir an anderer Stelle gesehen haben vermutet man, dass ein sehr großer Stern beim Zusammenbruch in eine Schwarzes Loch die erforderlichen unvorstellbar riesigen Energiemengen produzieren kann, aber gesichert ist diese Erklärung nicht. Und nun die Sensation: Über die Rotverschiebung von 0,94 konnte für den beobachteten Gamma Ray Burst GRB080319B eine Lichtlaufzeit ("Entfernung") von 7,5 Milliarden Lichtjahren bestimmt werden, das ist eine Entfernung über die Hälfte des sichtbaren Universums! Die Explosion erfolgte also vor 7,5 Milliarden Jahren zu einer Zeit, als es die Erde noch gar nicht gab. Der Burst erreichte eine Helligkeit von fast 6. Größe, konnte also mit dem bloßen Auge beobachtet werden! Seine absolute Helligkeit muss daher um einen Faktor 2,5 Millionen über der Helligkeit gelegen haben, die zuvor bei den hellsten jemals beobachteten Supernovae gemessen wurde! Solche unvorstellbaren Werte sind nur dadurch zu erklären, dass die Energie bei der Entstehung des Schwarzen Lochs in einem engen Bündel ausgesendet wurde, dass zufällig exakt auf die Erde gerichtet war. Das farbige Teilbild  links (NASA) zeigt den GRB so, wie ihn die Gamma-Kamera von Swift aufgenommen hat. Die Kurve haben wir nach den Vorgaben einer Abbildung von  "Pi of the Sky" konstruiert, sie zeigt den vollständigen zeitlichen Verlauf der Explosion im sichtbaren Licht. Insbesondere erkennt man den sehr schnellen Anstieg der Helligkeit innerhalb von nur wenigen Sekunden! GRB080319B war übrigens das zweite von vier Ereignissen an diesem Tag (daher der Anhang B), noch nie zuvor hatte Swift so viele GRB in so kurzer Zeit registriert. Seien wir froh, dass sich das Ereignis nicht in unserer Galaxie abgespielt hat, alles Leben auf der Erde (und vermutlich auf allen Planeten, die ebenfalls in dem eng gebündelten Jetstrahl gelegen wären, wäre in Sekundenschnelle erloschen! So konnten einige Menschen, die zum richtigen Zeitpunkt in das Sternbild Bootes geschaut haben, ein kurzes, schwaches Aufblitzen erkennen, Licht einer unvorstellbaren kosmischen Katastrophe, wie sie noch nie zuvor mit dem bloßen Auge beobachtet werden konnte! Die Geschichte zeigt auch eindrucksvoll, wie noch vor Kurzem gerade entdeckte, zunächst völlig rätselhafte Vorgänge, schnell zum astronomischen Alltag werden, aber das hatten wir ja bei den Schwarzen Löchern schon einmal erlebt..........
 

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Grundprinzipen der Kernfusion in Sternen

Sterne gewinnen ihre Energie durch Kernfusion. Bildet sich ein Stern aus Gaswolken, sammelt er damit auch immer mehr Wasserstoff. Wenn die Hitze und der Druck im Inneren der Gaskugel (Protostern) hoch genug sind, beginnen bei über 10 Millionen Grad Wasserstoff-Atome zu Helium zu fusionieren. Bei der "normalen" Wasserstofffusion ("Wasserstoffbrennen") bildet sich aus je zwei Wasserstoffatomen (Protonen) zunächst Deuterium, daraus Helium3 und aus diesem Helium4. Eine Darstellung dieser PP-Reaktion aus einer Facharbeit zur Sonne zeigt das Bild unten. Das ist im Prinzip der in einer Wasserstoff-Bombe ablaufende Prozess, ein normaler Stern ist also eine kontinuierlich explodierende, riesige Wasserstoff-Bombe! Der während der Fusion entstehende Strahlungs- und Hitzedruck wirkt der Gravitation entgegen, sodass der Stern dann im Gleichgewicht eine bestimmte, stabile Größe besitzt. Durch die Fusion von Wasserstoff wird Helium gebildet, das sich im Kern der Sterns als "Asche" ansammelt, bis schließlich die Fusion zum Erliegen kommt. Bei vielen Sternen ist das aber noch nicht das Ende der Wasserstoff-Fusion: Es verdichtet sich der Kern wegen des fehlenden Innendrucks, und erhitzt sich dabei so stark, dass der den Kern umschließende Wasserstoff schalenförmig weiter außen fusionieren kann ("Schalenbrennen"). Der Stern bläht sich wieder auf, und ist nun etwas heißer als zuvor. Erst wenn der Radius der Schale im Stern zu weit nach außen gewandert ist, ist endgültig Schluss! Das Wasserstoffbrennen findet nahezu während der ganzen Lebenszeit des Sterns statt, bis schließlich der Wasserstoff-Vorrat im Inneren verbraucht ist.

Fusion im Roten Überriesen: Nach Erlöschen der Wasserstoff-Fusion tritt ein Stern mit mehr als 8 bis minimal 3 Sonnenmassen (Kernmasse liegt dann über 1,44 Sonnenmassen) in die Phase "Roter Überriese" ein: Sobald die Fusionsprozesse im Sternenzentrum zum Stillstand kommen, fällt der Druck von innen weg, und der Stern schrumpft zusammen. Hierbei steigen wiederum Temperatur und Druck im Inneren weit über die Temperatur zur Wasserstoff-Fusion, sodass auch schwerere Elemente (zunächst ab 100 Millionen Grad Helium) zu fusionieren beginnen. Dies läuft ähnlich dem Wasserstoffbrennen ab, dauert allerdings bei hohem Energie-Output wesentlich kürzer. Dieser Prozess wiederholt sich in immer schnellerer Folge mit der Fusion immer schwererer Elemente bei immer höherer Temperatur, bis alle fusionsfähigen Elemente leichter als Eisen verbraucht sind (Wasserstoffbrennen, Heliumbrennen, Kohlenstoffbrennen, Neonbrennen, Sauerstoffbrennen und Siliziumbrennen). Beim Siliziumbrennen wird bei ca. 1000 Millionen(!) Grad Eisen gebildet. Eisen besitzt die höchsten Bindungsenergien zwischen den Kernbausteinen (Neutronen und Protonen). Daher ist es besonders stabil und kann nicht weiter zu schwereren Elementen fusionieren, dem Stern ist also die Möglichkeit der weiteren Energieerzeugung endgültig genommen. Da nun kein neuer Strahlungsdruck nach außen einsetzt, kollabiert der Kernbereich des Sterns unter dem gewaltigen Druck der Gravitation zu einem Neutronenstern (und teils auch noch weiter bis zum Schwarzen Loch). Dabei werden -wie oben beschrieben- die äußeren Hüllen in einer Supernova-Explosion ins All geschleudert. Das Bild rechts zeigt das extrem seltene Schauspiel einer Supernova-Explosion SN1987A (NASA), sie explodierte im Februar 1987, worauf auch noch heute mehrere Gasglocken mit extrem hoher Geschwindigkeit vom explodierten Stern ausgehend in das benachbarte All expandieren.

Fusion in Roten Riesen: Ein Stern mit einer Masse unter 3 bis maximal 8 Sonnenmassen (Kernmasse liegt dann unter 1,44 Sonnenmassen) tritt (falls er nicht extrem massearm ist) nach Erlöschen der Wasserstoff-Fusion in die Phase "Roter Riese" ein. Da die Voraussetzung für die Fusion immer höherer Elemente auch immer höhere Temperatur und höherer Druck sind, können solche kleineren Sterne nicht alle Phasen der Fusion durchlaufen, die Fusionsfolge bricht früher ab, und der Stern geht in einen Weißen Zwerg mit weniger als 1,44 Sonnenmassen über. Dieser Vorgang verläuft im Vergleich zu einer Supernova recht friedlich ab, dennoch verliert der Stern durch Abstoßen von Gashüllen einen erheblichen Teil seiner Masse (bis über 3/4 seiner Masse), wobei sich Planetare Nebel bilden. Unsere Sonne wird nur den Zyklus des Kohlenstoff-Brennens bei einer Kerntemperatur von über 500 Millionen Grad erreichen, dabei wird sie bei einer Oberflächentemperatur von 3000 Grad 10.000fach heller, ihr Durchmesser wird so enorm ansteigen, dass die innern Planeten  Merkur und Venus von der Sonne verschluckt werden!

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Nicolas Labonte / PW