Entstehung und Entwicklung der Sterne

Kühlung!

Fragmentation

Protosterne

Sternentwicklung

Zustandsgleichung und Entartung

Weitere Entwicklung

Entstehung von Sternen

Im gesamten Universum gibt es nichts, was in alle Ewigkeit unveränderlich Bestand hat. Auch die Sterne, deren Anblick seit Jahrtausenden die Menschen erfreut und beschäftigt, unterliegen einem ständigen Wandel. Ein Menschenleben ist allerdings viel zu kurz, um Veränderungen an diesen riesigen Gasbällen wahrzunehmen. Dazu wären Zeiträume von Millionen oder Milliarden Jahren erforderlich. Dennoch tickt die innere Uhr eines Sterns, die Kernfusion in seinem Innern, unaufhaltsam weiter. Je nachdem, wie viel an Kernbrennstoff im Stern enthalten ist, verbraucht sich dieser Vorrat unterschiedlich schnell.

Überriesen, die stellaren "Schwergewichte" mit bis zu mehr als 100facher Sonnenmasse, weisen zwar einen gigantischen Brennstoffvorrat auf, doch sie gehen damit so verschwenderisch um, dass ihre Lebenserwartung nur wenige Millionen Jahre beträgt. Zwerge hingegen mit weniger als 0,8 Sonnenmassen sind kaum in ihrer Entwicklung vorangeschritten, so dass alle, die je entstanden sind, noch heute existieren und einer weiteren Lebensspanne von vielen Milliarden Jahren entgegensehen. Um sich eine Vorstellung von den unterschiedlichen Ausdehnungen der Sterne machen zu können, hier eine kleine Grafik zur Verdeutlichung. Weiße Zwerge oder gar Neutronensterne können wegen ihrer geringen Größe in diesem Maßstab nicht mehr sinnvoll wiedergegeben werden. Man bedenke, dass der "Zwerg" Sonne hier bereits einen Durchmesser von rund 1,5 Millionen km repräsentiert.

Doch zunächst wollen wir sehen, wie überhaupt ein Stern entsteht.

Sterne entstehen in Gebieten innerhalb einer Galaxie, in denen sich Interstellare Materie in riesigen Wolken angesammelt hat. In der Hauptsache findet man solche Orte in den Spiralarmen. Ein entscheidendes Kriterium für den Kollaps einer Materiewolke zu einem Stern ist ein effektiver Kühlungsmechanismus. Das mag auf den ersten Blick erstaunlich klingen, ist aber einleuchtend. Durch eine schnelle Wärmebewegung der Moleküle entsteht gleichzeitig auch ein hoher Druck, der einer Kontraktion entgegen wirken kann. Diese Zusammenhänge erkannte schon der englische Astrophysiker James Jeans (1877 bis 1946). Die Kontraktion einer Wolke mit bestimmter Masse ist abhängig von der Temperatur T und dem in der Wolke herrschenden Druck p:

Hierin bedeuten r_G = Grenzradius und m_G = Grenzmasse einer Wolke. Nach diesem Jeansschen Kriterium kollabiert eine Wolke nur bei Überschreitung entweder des Grenzradius oder der kritischen Masse. Die Grenzmasse ist umso größer, je höher die Temperatur und je niedriger die Wolkendichte ist.

Kühlung!

Eine Wolke sollte also relativ kühl und dicht sein, damit sie kollabieren, sich bis zur Entstehung eines Sterns komprimieren kann. H II- Gebiete, in denen der Wasserstoff bei Temperaturen von 10 000 K ionisiert ist, sind daher denkbar schlecht geeignet für die Sternentstehung. Besser geeignet sind die 10 bis 20 K kalten, dunklen H I- Gebiete, in denen der Wasserstoff molekular vorliegt und die zudem Staubteilchen enthalten. Diese Riesenmolekülwolken (giant molecular clouds, GMC's) können Ausdehnungen von mehr als 100 bis 300 Lichtjahren haben und leicht eine Masse von 10 000 Sonnenmassen oder mehr erreichen. Ihre Dichte liegt bei etwa 100 bis 1 Million Teilchen pro Kubikzentimeter.
Auch bei diesen relativ niedrigen Temperaturen weisen die Wasserstoffmoleküle noch eine Wärmebewegung auf, die bei einer Verdichtung der Wolke durch die ansteigende Temperatur immer heftiger wird. Hierbei können sie mit den Staubteilchen oder größeren Molekülen kollidieren. Damit übertragen sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf den Stoßpartner, der anschließend die aufgenommene Energie wiederum als IR- Photon emittiert. Durch diese Strahlungskühlung wird letzten Endes Gravitationsenergie der kollabierenden Wolke in Wärmeenergie umgewandelt, wodurch überhaupt die weitere Kontraktion ermöglicht wird (durch eine einsetzende Kontraktion würden Temperatur und damit der Druck erhöht, ohne Kühlung käme daher dieser Prozess zum Stillstand). Damit die entstandene Wärme überhaupt abgestrahlt werden kann, muss die Materiewolke eine entsprechende Opazität aufweisen. Darunter versteht man die optische Dichte der Wolke, wie stark sie also "undurchsichtig" für eine bestimmte Strahlung ist. Vor allem die Staubteilchen sorgen für eine exzellente Kühlung. In die Wolke eingebettet, sind sie von äußeren (interstellaren) Strahlungen abgeschirmt, für welche die Wolke sehr opak ist. Damit sind sie extrem kalt und können recht gut Energie aufnehmen. Diese strahlen sie im niedrigen Infrarotbereich ab, für den die GMC eine nur geringe optische Dichte aufweist.

Betrachtet man die Milchstraße durch ein Teleskop, fallen sofort die dunklen Gebiete auf, die jedes Licht dahinter liegender Sterne absorbieren. Diese riesigen Dunkelwolken aus Gas und Staub sind die Geburtsstätten der Sterne.

Mit freundlicher Genehmigung von John P. Gleason, Steve Mandel

Wie kommt es überhaupt, so müssen wir uns jetzt zunächst fragen, dass in einer relativ dünnen Wolke aus Gas und Staub Kontraktionen eintreten können? Schließlich treten derartige Erscheinungen beispielsweise in unserer im Verhältnis viel dichteren Atmosphäre niemals auf. Nun, es gibt viele verschiedene Gründe für diese Vorgänge. Zunächst kann durch Abkühlung der Wolke eine gravitative Instabilität entstehen, weil hierdurch der Gasdruck an einigen Orten nachlässt. Es ist auch möglich, dass sich Atome zu Molekülen zusammenlagern, ein häufiger Vorgang im Universum bei entsprechenden Bedingungen. Hierdurch wird die Anzahl der Teilchen je Volumeneinheit mindestens halbiert oder gedrittelt, wodurch sich wiederum eine Druckabnahme einstellt. Zudem kann aufgrund von Turbulenzen in der Wolke der Druck durch Reibung reduziert werden. In einer GMC ist häufig auch ein Magnetfeld anzutreffen, welches eine Kontraktion der Wolke unterdrückt. Es kann aber im Laufe der Zeit nach außen driften, so dass der magnetische Druck sukzessive abgebaut wird.

Fragmentation

Zu Beginn der Kontraktion ist die bei den Stößen der Teilchen übertragene Energie nur gering, dementsprechend langwellig ist die emittierte Strahlung. Die optische Dichte der interstellaren Wolken ist für solche Strahlung sehr gering, so dass die Kühlung zunächst recht effektiv ist. Je weiter aber die Kontraktion voranschreitet, umso größer wird die Opazität, wodurch die Temperatur und der Druck ansteigen. Das kann u.U. so weit führen, dass sich ein Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck einstellt - die Kontraktion kommt zum Stillstand. Rotiert die Wolke, kann das sogar noch viel früher eintreten. Nach der Drehimpulserhaltung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit des Kontraktionszentrums, und durch die vergrößerte Zentrifugalkraft stellt sich zwischen ihr und der Gravitation ein Gleichgewichtszustand ein - die Kontraktion stoppt abermals (falls nicht durch einen anderen Mechanismus Drehimpuls weiter nach außen transportiert wird).

Die Gebiete der Sternentstehung sind also die großen, kalten Molekülwolken. Weil die gesamte Milchstrasse rotiert, ist eine solche Wolke von Natur aus auch mit einem gewissen Drehimpuls ausgestattet. Letztendlich führt dieser Drehimpuls zur Rotation des späteren Sterns. Nun darf man nicht glauben, dass die gesamte Wolke zu einem einzigen Stern kollabiert! Durch die Kontraktion steigt die Dichte der Wolke, die Temperatur erhöht sich zunächst nicht wesentlich durch die Kühlprozesse. Weil die Jeansmasse aber von Temperatur und Dichte abhängig ist, wird sie immer weiter herabgesetzt. Inhomogenitäten verstärken sich, immer kleinere Teilbereiche werden instabil und die Wolke zerfällt in mehrere Teilwolken, sie fragmentiert.

Durch diese Fragmentation entstehen häufig gleichzeitig mehrere Sterne, in der Größenordnung von etwa 10 bis 100 Objekten. Die kleine Grafik zeigt das Prinzip der Fragmentation. Wenn die Wolke rotiert, können sich auch scheibenartige Materieansammlungen ausbilden, die ihrerseits wiederum in mehrere Fragmente zerfallen und so die Entstehung der häufig beobachteten Doppel- oder Mehrfachsternsysteme auslösen.

In der Kleinen Magellanschen Wolke hat das Hubble Weltraumteleskop (HST) eine Kinderstube junger Sterne aufgestöbert. Dieser Gasnebel, N 81 genannt, liegt in einer Entfernung von 200 000 Lichtjahren. In einem Gebiet von nur 10 Lichtjahren Durchmesser hat man über 50 massereiche Sterne ermittelt, von denen jeder mit 300 000facher Sonnenleuchtkraft erstrahlt. Diese ultraheißen Sterne emittieren vor allem UV- Strahlung, welche die sie noch umgebenden Gas- und Staubmassen ihrer Geburtsstätte anregt und lassen dadurch den ganzen Nebel erstrahlen.
Mit freundlicher Genehmigung von STScI, Mohammad Heydari-Malayeri (Paris Observatory, Frankreich), und NASA/ESA

Sternentstehung wird manchmal auch durch äußere Einflüsse angeregt. Explodiert beispielsweise in der Nähe einer Molekülwolke eine Supernova, so werden die von ihr abgestoßenen Gasmassen mit hoher Wucht auf die Wolke treffen und dort Verdichtungen hervorrufen. Induziert von diesem Ereignis können massereiche Sterne entstehen, die ihrerseits nach relativ kurzer Zeit (10 bis 20 Millionen Jahre) ebenfalls als Supernovae in oder nicht weit von der Wolke entfernt explodieren und in einer Art Kettenreaktion weitere Sternentstehung initiieren.

Wir sehen ein weiteres Sternentstehungsgebiet im Sternbild Schwan, genannt DR 21. Die Aufnahme wurde erhalten vom Infrarotobservatorium Spitzer der NASA. Sichtbares Licht wird hier um den Faktor 10³⁹ abgeschwächt, wir könnten normalerweise also praktisch nichts erkennen. DR 21 liegt in der oberen Bildmitte und ist ein regelrechtes Nest neugeborener Riesensterne in 10 000 Lichtjahren Entfernung. Der hellste Stern hat die 100 000fache Leuchtkraft der Sonne. Versäumen Sie nicht, das Bild in der Originalgröße anzusehen, es ist ein fantastischer Anblick (allerdings auch ca. 5,9 MB groß)!

Eine berechtigte Frage stellt sich uns, wenn wir jetzt an die erste Sterngeneration denken. 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall haben sich diese Sterne der Population III gebildet (Population I sind junge, metallreiche Sterne, metallarme alte gehören der Population II an), allerdings gab es noch keinen Staub für den Kühlungsmechanismus. Supernovae konnten auch nicht Auslöser von Kontraktionen der nur aus Wasserstoff und Helium bestehenden Gaswolken sein, es gab ja noch keine Sterne. Wie also war überhaupt die Sternentstehung möglich?
Aus Untersuchungen der kosmischen Hintergrundstrahlung wissen wir, dass es damals Dichteschwankungen gab, man könnte sie als Klumpen in der Ursuppe bezeichnen. Sie entwickelten sich langsam zu einem Netzwerk aus filamentartigen Strukturen, in deren knotenartigen Verdichtungen sich erste kleine Protogalaxien entwickeln. Diese lagern sich dann zu Galaxien zusammen. Das Netzwerk aus Filamenten erkennt man noch heute wenn man betrachtet, wie die Galaxienhaufen im Universum verteilt sind. Auch in den Protogalaxien, die vielleicht 100 000 bis 1 Million Sonnenmassen besaßen, bestanden kleinere Filament- Netzwerke. Die Knoten zogen sich dann gravitativ zusammen. Hierdurch wurden die primordialen Gasklumpen auf über 1000 K erhitzt, wie aber konnte nun Kühlung einsetzen? Der Wasserstoff war seinerzeit atomar, jedoch lagerten sich hin und wieder Atome zu molekularem Wasserstoff zusammen. Diese Moleküle konnten dann nach Kollision mit Wasserstoffatomen langwellige Infrarotstrahlung emittieren und die Wolken so auf vielleicht 200 bis 300 K abkühlen. Das sagt uns nun, dass die Jeansmasse der Wolken deutlich größer gewesen sein muss als es bei den heutigen GMC's der Fall ist. Und zwar um den Faktor 1000! Weil die Jeansmasse in einer GMC bei etwa einer Sonnenmasse liegt, musste ein Gasklumpen damals also rund 1000 Sonnenmassen aufweisen, um zu einem Stern zu kontrahieren. Dementsprechend waren die ersten Sterne der Population III Giganten von mehreren hundert, ja bis zu 1000 Sonnenmassen. Ihre Entwicklung verlief rasend schnell und sie endeten in Supernovaexplosionen, um so das interstellare Medium mit Metallen anzureichern, aus denen sich der begehrte Staub für Kühlungsprozesse zusammenlagert.

Protosterne

Doch zurück zu einem Ort in unserer Wolke. Sie kontrahiert hier nun weiter und immer mehr Masse stürzt im freien Fall mit Überschallgeschwindigkeit auf einen zentralen Ort hinunter. Hier bildet sich ein Protostern aus, das ist das Vorläuferstadium des eigentlichen Sterns. Zwar hat er bereits die gleiche homogene chemische Zusammensetzung wie der spätere Stern, die physikalischen Verhältnisse sind aber völlig anders. Beim Aufprall der herabstürzenden Massen auf das Kontraktionszentrum bildet sich eine Stoßfront aus, hier wird jetzt kinetische Energie in thermische umgewandelt. Ab 2000 K dissoziieren die Wasserstoffmoleküle zu Atomen, wodurch Energie verbraucht wird, die bis jetzt zur Stabilisierung des Gleichgewichts zu Verfügung stand. Das Kontraktionszentrum kollabiert daraufhin, wodurch die Temperatur abermals ansteigt.
Sind etwa 10 000 K erreicht, ionisieren die Wasserstoffatome und es stellt sich ein neues Gleichgewicht ein, die weitere Kontraktion schreitet ab jetzt nur noch langsam gemäß dem Kelvin- Helmholtz- Mechanismus voran:

Durch die Ionisation des Wasserstoffs steigt der Gasdruck, der nun so groß ist, dass die weitere Kontraktion quasistationär wird, also kaum voranschreitet. Wenn sich Temperatur und Dichte im Innern jetzt stabilisieren, ist der nach innen gerichtete Gravitationsdruck fast gleich der Summe aus Gas- und Strahlungsdruck, die nach außen gerichtet sind. Im Protostern stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, die Kontraktion kommt fast zum Stillstand. Ist dieser Punkt erreicht, endet die dynamische Entwicklungsphase des Protosterns. Auch ist er nun nicht mehr transparent für Strahlung, weil die Photonen an den Elektronen gestreut werden (Thompson- Streuung, eine elastische Streuung von Photonen an freien Elektronen).

Sehen wir uns anhand nebenstehender Kurve die Entwicklung eines Sterns von etwa 2 Sonnenmassen näher an. Aufgetragen ist die Leuchtkraft (Sonne = 1) gegen die Effektivtemperatur. Von rechts nach links sehen wir, wie die zentrale Dichte ansteigt und damit wegen nachlassender Kühlung auch die Temperatur. Die dynamische Entwicklung des Protosterns, Masseansammlung und Verdichtung, schreitet also weiter voran. Ab etwa 2000 K setzt dann eine Kühlung ein, weil hier die H₂- Moleküle dissoziieren.
Die Kontraktion geht weiter, denn der Druck im Innern ist noch nicht hoch genug, den Kollaps zu stoppen. Wir sehen, wie vor der so genannten Hayashi- Linie die Kurve abflacht (1961 vom japanischen Astronomen C. Hayashi entdeckt, die Linie ist masseabhängig).
Bis zu diesem Punkt ist der Protostern voll konvektiv, d.h. Energie wird fast allein durch Wärmebewegungen transportiert. Sterne rechts der Hayashi- Linie sind hydrostatisch nicht stabil. Bei Erreichen der Hayashi- Linie geht die Entwicklung dann nahezu senkrecht nach unten, die Temperatur bleibt gleich bei weiter abnehmendem Durchmesser, auch die Leuchtkraft sinkt. Die Temperatur im Zentrum aber steigt weiter an. Der Freie Fall der äußeren Schichten auf die Kernregion endet, die nun das hydrostatische Gleichgewicht erreicht, d.h. der Stern wird sich weder ausdehnen noch zusammenziehen. Die Kontraktion des Kerns geht in die langsame Phase auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala über, bis der Protostern die Hauptreihe im HR- Diagramm erreicht. Der junge Stern zündet in seinem Innern die ersten Kernverschmelzungen und hat damit die so genannte ZAMS (Zero Age Main Sequence) erreicht, er ist ein "Null- Alter" Stern auf der Hauptreihe im HRD geworden, die er nun langsam beginnt hinauf zu wandern. Energie aus dem Zentrum wird jetzt auch durch Strahlung nach außen geführt.

In dieser Zeichnung sind nochmals die Stufen der Sternentstehung am Beispiel eines massearmen Sterns angedeutet. Ein Protostern strahlt vornehmlich Infrarotstrahlung ab, ist damit im sichtbaren Spektrum des Lichts praktisch nicht nachzuweisen. In einer Übergangsphase bildet sich ein T Tauri- Stern (benannt nach dem Stern T im Taurus). Er hat noch keine Kernfusionen gezündet und weist eine Masse zwischen 1/10 und 3 Sonnenmassen auf. Bezeichnend ist eine Staubscheibe um T Tauri- Sterne, in der sich vermutlich Planeten bilden können. Man kann auch bipolare Materieausflüsse (Jets) nachweisen, die entgegengesetzt an den Polen eines Magnetfeldes austreten. Wenn diese Jets mit dem interstellaren Medium in Kontakt treten, bildet sich ein so genanntes Herbig Haro- Objekt aus. Stößt ein Jet auf kalte interstellare Materie, wird er abrupt abgebremst und es entsteht eine Schockwelle. Das kalte Gas wird dadurch erhitzt und sogar ionisiert, so dass wir ein sternähnliches Gebilde sehen.

Der Zeitraum vom Beginn der einsetzenden Kontraktion einer Materiewolke bis zum Zünden der ersten Kernreaktionen kann bedingt durch die Anfangsdichte differieren. Bei "hohen" Dichten, z.B. 10^-19g/cm³, kann der Vorgang schon nach 300 000 Jahren abgeschlossen sein, bei 100fach dünneren Wolken können aber leicht 3-5 Millionen Jahre bis zu Bildung des Protosterns vergehen.
Hier sehen wir ein Herbig- Haro- Objekt, genannt HH 2 in 1500 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Orion. Der junge Stern, von dem die Jets ausgehen, verbirgt sich in einer dichten Gas- und Staubwolke. Er ist von einer kalten Materiescheibe umgeben und weist zudem ein starkes Magnetfeld auf. Diese Komponenten "produzieren" die Materieströme, die in entgegengesetzter Richtung aus den Magnetfeldpolen ausströmen. Zu sehen sind nur die beiden Stoßfronten, wo die beiden Jets auf das interstellare Medium aufprallen. Die Materie wird dabei auf fast 100 000 K erhitzt
Mit freundlicher Genehmigung von Dick Schwatrz und NASA

Sternentwicklung

Wie in obiger Zeichnung als Stufe 4 angedeutet, setzen irgendwann die ersten Kernreaktionen ein (siehe auch Energieumwandlung der Sterne), und zwar wenn die Temperatur im Sternzentrum auf etwa 5 Millionen K gestiegen ist. Nun wird im Innern Energie freigesetzt und nach außen abgeführt. Dieser Zündzeitpunkt ist die eigentliche Geburtsstunde des Sterns, er erstrahlt in hellem Licht und betritt den Vor- Hauptreihenzustand im Hertzsprung- Russel- Diagramm. Der junge Stern strahlt jetzt mehr Energie ab, als ihm von außen zugeführt wird. Es beginnt die erste etwas hektische und unruhige Brennphase. Junge, massereiche Sterne werden dabei recht heiß, 20 000 K oder mehr lassen sie überwiegend im energiereichen ultravioletten Licht strahlen. Sie erhitzen sehr stark die umgebende Interstellare Materie, wodurch die bisherige Kontraktion der Wolke umgekehrt wird. Hinzu kommt ein starker Sternwind (überwiegend schnelle Protonen und Elektronen), welcher die letzten Wolkenreste fortbläst.

Der Stern hat deshalb keine Chance mehr auf weitere Massezunahme, die bis jetzt angesammelte Materiemenge entscheidet nun allein über seine Lebensdauer und die Art seines Untergangs. Wir sehen ein HR- Diagramm für Sterne unterschiedlicher Massen. Ausgehend vom Einsetzen des Wasserstoffbrennens auf der ZAMS ist die Entwicklung der Sterne dargestellt bis zum Start des Heliumbrennens (blaue Pfeile). An der "Alter-Null-Hauptreihe" sind die Massen der Sterne in Sonnenmassen angeben. Die Zahlen über den einzelnen Kurven geben die Verweildauer (in Jahren) im Zustand der Wasserstofffusion wieder. Hier sieht man sehr schön, inwieweit die Sternentwicklung von der angesammelten Masse abhängig ist: je mehr Masse, umso schneller verbraucht sich der Kernbrennstoff. Der massereiche Stern verschwendet seine Brennstoffvorräte und leuchtet dafür sehr hell. Ein hohes Alter erreichen jedoch nur massearme und damit relativ leuchtschwache Sterne. Die Kurve für Sterne mit 0,5 Sonnenmassen ist extrapoliert.

Sehen wir uns an, welche Entwicklungsmöglichkeiten einem Stern offen stehen, je nachdem, wie viel Masse er ansammeln konnte. Bei weniger als 8% der Sonnenmasse entsteht ein Brauner Zwerg, der selbst keine Kernfusion zünden kann. Massearme Sterne mit weniger als etwa 50% der Sonnenmasse verlöschen einfach irgendwann und zurück bleibt ein kalter Gasball. Sonnenähnliche Sterne blähen sich bei nachlassendem Energienachschub aus der Kernregion zu einem Roten Riesen auf, nach Abstoßen der Hülle zu einem Planetarischen Nebel verbleibt ein Weißer Zwerg. Massereiche Sterne entwickeln sich recht schnell, am Ende bleibt von ihnen nichts als ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Das Ende eines jeden Sterns ist also auf diese Möglichkeiten beschränkt, abhängig nur von seiner jeweiligen Masse.

Sterne sind nichts anderes als riesige Blasen aus Gas. Änderungen ihrer chemischen Zusammensetzung und physikalischen Struktur erfolgen nur in sehr langen Zeiträumen von Millionen oder Milliarden Jahren. Damit einhergehen auch die äußerlichen Veränderungen wie Größe, Farbe, Leuchtkraft oder Temperatur. Durch direkte Beobachtung oder Messung sind diese Vorgänge nicht erfassbar, weil das Sterninnere selbst bei unserer Sonne nicht zugänglich ist. Nur durch Modellrechnungen, abgeleitet beispielsweise aus der Beobachtung von Sternhaufen oder Doppelsternen, deren Mitglieder zum gleichen Zeitpunkt entstanden und durch unterschiedliche Massen verschieden weit entwickelt sind, kann man auf den inneren Zustand eines Sterns schließen.

Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein schier unerschöpfliches Reservoir an Brennstoff (überwiegend Wasserstoff) auf, auch hat er einen großen Vorrat an potentieller (Gravitations-) Energie. Den längsten Zeitraum verbringt er mit der ruhigen Phase der zentralen Wasserstofffusion. Hier wandert er langsam den Hauptreihen- Ast im HR- Diagramm hinauf. Bei einem Stern mit der Masse unserer Sonne dauert dieses Brennen im Kern etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat jetzt, nach ca. 4,6 Milliarden Jahren, etwa 35% ihres Wasserstoffs im Kern verbraucht). Hat der Stern die zehnfache Masse, ist das Wasserstoffbrennen bereits nach etwa 10 Millionen Jahren beendet. Ausgesprochene Zwergsterne mit deutlich geringerer Masse als die Sonne benötigen für diesen Prozess 15, 20 Milliarden Jahre oder noch länger. Daher ist noch kein einziger Stern dieser Größenordnung seit Entstehung des Universums verloschen!

Je mehr Wasserstoff im Zentrum verbraucht wird, umso höher wird die Heliumkonzentration ansteigen. Das Helium, die "Brennasche", bleibt am Ort des Entstehens und kann unter den gegebenen Bedingungen nicht fusionieren, so dass die zentrale Energiequelle langsam versiegt. Das Wasserstoffbrennen erfolgt nun in einer Kugelschale um den Kern herum und reichert ihn so mit weiterem Helium an. Der Gas- und Strahlungsdruck im Zentralgebiet lässt ohne den Energienachschub immer mehr nach. Der Kern wird nun langsam durch die einwirkende, nach innen gerichtete Gravitation verdichtet, wodurch die Temperatur ansteigt. Mit ansteigender Temperatur aber dehnen sich die äußeren Gebiete des Sterns nun aus. Hat er sich auf einen hundertfachen Durchmesser aufgebläht, kühlen die äußeren Schichten auf 3000 K ab und er erscheint in rötlicher Farbe. Durch die vergrößerte Oberfläche bleibt die Leuchtkraft aber nahezu gleich, er wandert als Roter Riese den Riesenast rechts im HRD hinauf. Die Kontraktion des Zentrums erfolgt auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala und dauert etwa 500 000 Jahre.

Sehen wir uns nochmals die Entwicklung eines Sterns am Beispiel der Sonne in einem HR- Diagramm an. Im grauen Kasten oben ist angegeben, wie lange der Stern sich in der jeweiligen Phase befindet. Die untere Zeit stellt dar, in welchem Alter die Sonne diese Zustände erreicht. Derzeit befindet sie sich etwa in der Mitte ihres Wasserstoffbrennens und damit auf der Hauptreihe. In etwa 4,5 Milliarden Jahren ist dieser Brennstoff verbraucht, nur noch in einer Schale um den nun aus Helium bestehenden und kontrahierenden Kern fusioniert Wasserstoff. Die Hülle dehnt sich zum Roten Riesen aus, im Alter von 12,2 Milliarden Jahren zündet schlagartig das Helium (siehe auch weiter unten), wenn die Kerntemperatur auf etwa 100 Millionen K gestiegen ist. Nach dem Heliumbrennen wird die Hülle abgestoßen, ein Planetarischer Nebel entsteht. Der nun freigelegte Restkern kann keine Fusionen mehr betreiben, er kontrahiert zu einem Weißen Zwerg und strahlt nur noch seine enorme Restwärme in den Raum.

In der Großen Magellanschen Wolke, auf dem südlichen Firmament, findet man den wegen seiner Form so genannten Tarantel- Nebel. Auch dieses Gebiet ist gekennzeichnet durch eine hohe Sternentstehungsrate. In einer Entfernung von 165 000 Lichtjahren zeigt dieses Gebiet eine Größe von 1000 Lichtjahren. Wäre der Nebel nur so weit entfernt wie der Orion- Nebel, so hätte er am nächtlichen Himmel eine Größe von 30 Vollmonden.
Mit freundlicher Genehmigung von Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan)

Zustandsgleichung und Entartung

Einen Teil seiner potentiellen Energie verbraucht der Stern durch die Kontraktion des Kerns, diese Energie wird zum Teil in Wärme umgesetzt, wodurch die Temperatur der zentralen Heliumkugel immer weiter ansteigt. Durch die hohe Dichte im Zentrum ist das Elektronengas dort inzwischen entartet, das Gas im Kern verhält sich deshalb jetzt nicht mehr wie ein so genanntes ideales Gas:

Um den Zustand eines Sterns zu beschreiben, müsste man theoretisch jedes einzelne Teilchen mit seinen unzähligen Wechselwirkungen betrachten. Weil ein solches Unterfangen völlig unmöglich ist, reduziert man die Beschreibung des Gases, aus dem ein Stern besteht, auf den mathematischen Zusammenhang zwischen Druck, Dichte und Temperatur. Die nachstehende Zustandsgleichung beschreibt die Verhältnisse eines idealen Gases, wobei der Druck p dem Produkt aus Dichte r und Temperatur T proportional ist:

p = rKT/m = nKT

K ist die Boltzmann- Konstante, K = 1,3805 × 10^-23 J K^-1, n die Teilchenzahl pro Volumeneinheit und m die Masse des Gasteilchens.

Ein ideales Gas ist ein solches, bei dem die einzelnen Teilchen so betrachtet werden, als hätten sie keine Ausdehnung und würden nur durch elastische Stöße miteinander wechselwirken. Ein reales Gas verhält sich naturgemäß anders, jedoch kommen Wasserstoff und die leichten Edelgase (z.B. Helium) diesem Zustand am nächsten, insbesondere bei niedrigem Druck und hoher Temperatur. Im Vergleich zu ihrem mittleren Abstand haben sie unter solchen Bedingungen eine verschwindend kleine Ausdehnung. Der Druck eines Gases ist also nicht von der chemischen Beschaffenheit, sondern nur von der Teilchendichte und der Temperatur abhängig.

Bei recht hohen Dichten und relativ niedriger Temperatur spielen jedoch immer mehr quantenmechanische Effekte eine Rolle, das Gas verhält sich immer weniger wie ein ideales Gas, die Zustandsgleichung wird dadurch komplizierter. Fermionen, das sind Teilchen mit halbzahligem Spin (der Spin ist ein unveränderbarer quantenmechanischer Eigendrehimpuls eines Teilchens), unterliegen dem Pauli- Prinzip. Zu den Fermionen zählen wir die Leptonen ("leichte Teilchen") wie Elektronen, Myonen oder Neutrinos und die Baryonen ("schwere Teilchen") wie Protonen und Neutronen.

Das Pauli- Prinzip verbietet den Fermionen sich im gleichen Quantenzustand zu befinden. Wenn wir uns die hohen Dichten und Temperaturen im Innern der Sterne vergegenwärtigen, fällt es leicht sich vorzustellen, dass ein Elektron kaum noch Platz für seine Bewegungen hat. Denken wir uns dazu, dass jedes Elektron in einen "Kasten" gesperrt ist, in dem es sich bewegen kann. An den Seitenflächen wird es immer wieder einmal mit benachbarten Elektronen zusammenprallen. Machen wir den Kasten nun viel kleiner, versucht das Elektron auszuweichen. Es bekommt eine Art "Platzangst" und seine Bewegungen werden immer hektischer und schneller. In diesem Zustand ist die Elektronengaskomponente entartet.

Wir können die Entartung allerdings auch etwas seriöser definieren:
Sie basiert auf der von Werner Heisenberg (1901-1976) aufgestellten Unschärferelation, nach der man niemals gleichzeitig exakt den Ort und den Impuls eines Teilchens bestimmen kann. Ort und Impuls des Teilchens sind also unscharf, nicht eindeutig zu identifizieren. Multipliziert man nun die Unschärfe des Ortes mit der Unschärfe des Impulses, erhält man etwa den Wert des Planckschen Wirkungsquantums h, einer minimalen Dimension. Erhebt man dieses zur dritten Potenz, h³, ergibt sich ein Einheitsvolumen, ein Phasenraum mit 3 echten Raumdimensionen und 3 Impulsdimensionen. Das ist unser "Kasten" von oben. Wolfgang Paulis Ausschließungsprinzip besagt nun, dass sich innerhalb eines solchen Phasenraums nicht zwei identische Teilchen aufhalten können. Sie müssen sich wenigstens durch ihren Spin, der bei den Fermionen den Wert +½ oder -½ annehmen kann, unterscheiden. Im Phasenraum können sich also höchstens zwei Elektronen aufhalten, und man kann sie nicht dichter zusammenquetschen. Steigt jedoch die Dichte ungemein hoch an, z.B. auf 1 Million g/cm³ bei einem nur noch aus Helium bestehenden Kern, so füllen die langsamen Elektronen ihre Phasenräume vollständig aus. Der Zusammenstoß mit benachbarten Elektronen wird aber immer häufiger, so dass als Ausweg nach Paulis Prinzip nur noch bleibt, dass sich die Elektronen durch ihre Geschwindigkeit, ihren Impuls unterscheiden. Ihre Geschwindigkeit nimmt immer weiter zu und geht sogar bis in den relativistischen Bereich. Durch ihre schnelle Bewegung üben die Elektronen einen großen Druck aus, den Entartungsdruck. Er ist so groß, dass er das Sternzentrum vor weiterer Kontraktion bewahrt, auch Weiße Zwerge und Neutronensterne werden durch diesen Druck gegen die einwirkende Gravitation stabilisiert. Die Entartung lässt sich durch Absenken der Temperatur nicht zurück nehmen, selbst wenn man das Gas auf fast 0 K abkühlen würde.

Unterscheiden müssen wir zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung. Bei letzterer ist die Fermi- Energie (siehe unten) gleich oder größer als die Ruhemasseenergie der Teilchen. Der Druck des Gases ist nun nicht mehr abhängig von der Temperatur, im Falle der nichtrelativistischen Entartung ist er proportional r^5/3, bei relativistischer Entartung proportional r^4/3. Wenn man also die Dichte eines nichtrelativistisch entarteten Gases um 1% erhöht, wird der Druck um 5/3 = 1,67% zunehmen. Man bezeichnet diese Druckzunahme als Kompressionswiderstand des Gases. Relativistisch entartetes Gas ist also "weicher", hat weniger Kompressionswiderstand (1,33% bei 1% Dichteerhöhung). Die Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung liegt bei einer Dichte von r = 2 × 10⁶ g cm^-3. Der unterschiedliche Grad der Entartung macht die Zustandsgleichungen wesentlich komplizierter als oben angedeutet, vor allem, wenn zwischen den beiden Grenzfällen nur teilweise Entartung eintritt. In diesem Fall ist der Druck auch noch mehr oder weniger stark von der Temperatur abhängig.
Grundsätzlich lässt sich eine Entartung durch eine genügend große Temperaturerhöhung zurücknehmen.

Im Kern des Sterns sind neben den Elektronen auch die Atomkerne vorhanden, beide bilden je eine Gaskomponente. Weil sie viel leichter sind, entarten die Elektronen zuerst. Das entartete Elektronengas übt dann einen derart hohen Druck aus, dass es praktisch allein verantwortlich für die mechanische Stabilität des Sterns ist. Die Atomkerne verbleiben dabei im idealen Gaszustand, der Beitrag des Kerngases zum Druck ist vernachlässigbar. Entartetes Elektronengas ist ein sehr guter Wärmeleiter, im Kern herrscht deshalb nahezu die gleiche Temperatur wie in der wasserstoffbrennenden Schale.

Nun noch einige Anmerkungen zur erwähnten Fermi- Energie:
Wenn wir ein Gas bei einer Temperatur von 0 K betrachten, können nicht alle Teilchen den Grundzustand einnehmen. Der Grundzustand ist das niedrigste mögliche Energieniveau, auf dem sich ein Teilchen aufhalten kann. Im oberen Bild haben wir solche Teilchen bei 0 K dargestellt. Die untere Linie zeigt den Grundzustand an, den jedes Teilchen anstrebt. Aus energetischer Sicht (nach dem Pauli- Prinzip) müssen sich die Teilchen aber quasi übereinander stapeln, bis zu einer bestimmten Grenzenergie (obere rote Linie). Diese Fermi- Energie (benannt wie auch die Fermionen nach dem ital. Physiker Enrico Fermi, 1901- 1954) ist das größte Energieniveau, welches ein Teilchen bei 0 K besetzen kann. Unter "normalen" Bedingungen allerdings, also höheren Temperaturen, werden immer einige Teilchen Zustände oberhalb der Fermi- Energie einnehmen (mittleres Bild). Die Fermi- Energie steigt mit der Teilchendichte an, was zu sehr verwunderlichen Eigenschaften führen kann. Im unteren Bild sehen wir eine Konfiguration, wie sie z.B. in einem Neutronenstern vorliegt: durch die extrem hohe Teilchendichte in solchen Objekten ist die Fermi- Energie sehr groß, so dass sich die Teilchen brav übereinander stapeln wie beim kalten Gas und kaum eines die Grenzenergie erreicht. So ist es möglich, dass sich der Neutronenstern wie ein gefrorener Körper verhält, auch wenn seine Temperatur eine Milliarde K beträgt! Die der Fermi- Energie entsprechende Temperatur wäre hier sogar 100-mal höher.

Weitere Entwicklung

Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen K angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren.

Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund
100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden.

Schematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone.

Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge.

Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen K das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird.

Der wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt.
Mit freundlicher Genehmigung von David Malin, AAO

Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden.

Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion.

In massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt".

Abschließend eine Zusammenfassung der verschiedenen Entwicklungsstadien von Sternen:

Neue, junge Sterne
Protosterne	Entstehender Stern, bei dem noch keine Kernfusion stattfindet. Gravitationsenergie der kondensierten Materie wird frei und in Form von IR- Strahlung abgegeben.
T-Tauri- Sterne Herbig- Haro- Objekte	Gerade entstehende, massearme Sterne mit noch nicht gezündeter oder soeben einsetzender Kernreaktion. Durch ihre starken Magnetfelder wird ein Teil der noch aus einer umgebenden Scheibe herabstürzenden Materie zu den Polen hin beschleunigt und dort als Jet wieder an das interstellare Medium abgegeben. Beim Aufprall der Jets auf interstellare Materie wird diese enorm erhitzt.
Blaue Sterne	Sehr junge Sterne von höchstens einigen Millionen Jahren. Sie erleben die erste stürmische Phase der Kernfusionen und sind sehr heiß. Daher strahlen sie mit einem hohen UV- Anteil und erscheinen deshalb in blauer Farbe.
Riesensterne (giants)
Blaue Riesen	Massereiche Sterne von z.B. 20facher Sonnenmasse. Sie befinden sich noch im Stadium des Wasserstoffbrennens und wandern die Hauptreihe im HR- Diagramm hinauf. Diesen Zustand können sie mehrere 10 Millionen Jahre behalten, bevor sie über das Stadium eines Roten Überriesen in einer Supernova enden. Ihre Oberflächentemperatur beträgt jetzt 35 000 K.
Blaue Überriesen	Sterne mit großem Vielfachem (typisch mehr als 40-mal) der Sonnemasse. Sie fusionieren höchstens 10 Millionen Jahre Wasserstoff, innerhalb von 1 Million Jahre kommt dann unweigerlich das Ende als Supernova.
Rote Riesen	Sterne von etwa Sonnenmasse. Im Zentrum wird Helium fusioniert, in einer Kugelschale darüber brennt weiter Wasserstoff. Durch die höhere Energieabgabe dehnt sich der Stern um das 100fache aus, wobei die Oberfläche auf 3000 K abkühlt, auch wenn durch die größere Oberfläche mehr Strahlung als zuvor emittiert wird. Diese Sterne enden als Weiße Zwerge und produzieren dabei Planetarische Nebel.
Rote Überriesen	Sterne mit mehr als etwa 10facher, aber höchstens 40facher Sonnenmasse, die das Wasserstoffbrennen hinter sich haben und nun sehr schnell das Helium fusionieren, dann Kohlenstoff bei 1 Milliarde K. Es folgen schnell nun Fusionen immer schwerer werdender Elemente. Für die Heliumfusion braucht der Stern noch 1 Million Jahre, dann hat er nur noch ein paar Jahrtausende, bis er in einer Supernova vergeht und ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch zurück bleibt.
Zwergsterne (dwarfs)
Weiße Zwerge	Sterne von Sonnengröße mit maximal 1,4facher Sonnenmasse. Nach Beenden der Wasserstofffusion verbrennen sie ihr Helium, wobei sie sich zu Roten Riesen entwickeln. Die Hülle wird abgestoßen und zurück bleibt ein stark komprimierter und daher sehr heißer, aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehender Kern. Dieser nur noch erdgroße Weiße Zwerg kühlt über Milliarden Jahre ab und wird dann zum Schwarzen Zwerg.
Gelbe Zwerge	Sonnenähnliche Sterne, die noch aktiv ihren Wasserstoff verbrennen. Nach rund 10 Milliarden Jahren blähen sie sich zu Roten Riesen auf und enden als Weiße Zwerge.
Rote Zwerge	Sterne mit weniger, jedoch mehr als 8% der Sonnenmasse. Sie fusionieren sehr sparsam ihren Wasserstoff aufgrund ihrer geringen Masse und haben die größte Lebenserwartung aller Sterne. Alle Sterne dieser Klasse, die seit dem Urknall entstanden, befinden sich noch immer in der Hauptreihenphase!
Braune Zwerge	Sterne mit weniger als 8% der Sonnenmasse. Sie sind nicht in der Lage zu Kernreaktionen, daher ist ihre Oberflächentemperatur mit 1000 bis max. 2500 K recht kühl. Sie strahlen überwiegend im IR- Bereich und erscheinen dunkelrot. Sie stellen ein Bindeglied zwischen Gasplaneten und Sternen dar.
Schwarze Zwerge	Vollkommen erkaltete Weiße Zwerge, die keinerlei Strahlung mehr emittieren. Bislang ist noch kein derartiges Objekt mit großer Sicherheit nachgewiesen worden. Vermutlich ist das Universum noch zu jung, als dass ein Weißer Zwerg bereits diesen Zustand erreicht haben könnte.
Endstadien massereicher Sterne
Pulsare (=Neutronensterne)	Als Neutronensterne enden Sterne, deren Restkern nach dem Ende aller möglichen Fusionen mehr als die 1,4fache Sonnemasse besaßen. An deren Polen können durch das Magnetfeld Partikel und Strahlung als Jets in das All schießen. Zeigt dieser Strahl auf die Erde, erfassen wir einen Pulsar
Schwarze Löcher	Sterne, deren Restkern mehr als die 3fache Sonnenmasse betrug. Dieser Rest bricht unter der eigenen Gravitation völlig in sich zusammen bis zu einem fast unendlich kleinen Punkt. Innerhalb eines bestimmten Radius um diesen Punkt ist die Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit, so dass keinerlei Information nach außen dringen kann.

© by Werner Kasper 2005