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Sterne bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Heliumgasen. Sie variieren dramatisch in Größe, Leuchtkraft und Temperatur und leben Milliarden von Jahren, wobei sie mehrere Phasen durchlaufen. Unsere eigene Sonne ist ein typischer Stern, einer von Hunderten von Milliarden, die die Milchstraße verunreinigen.
Geburt
Sterne werden in großen galaktischen „Kindergärten“ geboren, die Nebel genannt werden, ein lateinisches Wort, das Wolke bedeutet. Nebel sind dichte Staub- und Gaswolken, aus denen Hunderte von Sternen entstehen können. In einigen Regionen eines Nebels sammeln sich Gas und Staub zu Klumpen. Ein neuer Stern entsteht, wenn einer dieser Klumpen so viel Masse ansammelt, dass er unter der Kraft seiner eigenen Schwerkraft zusammenbricht. Die erhöhte Dichte der kondensierenden Wolke führt zu einem deutlichen Temperaturanstieg. Schließlich wird die Temperatur so hoch, dass eine Kernfusion stattfindet, die einen „Säuglingsstern“ namens Protostern bildet.
Hauptsequenz Sterne
Sobald ein Protostern genügend Masse aus den umgebenden Gas- und Staubwolken gesammelt hat, wird er zu einem Hauptreihenstern. Hauptreihensterne verschmelzen Wasserstoffatome, um in einem als Kernfusion bekannten Prozess Helium zu erzeugen. Sterne können in dieser Phase Milliarden von Jahren existieren. Unsere Sonne befindet sich derzeit in der Hauptsequenzphase.
Die Leuchtkraft eines Sterns hängt stark von seiner Masse ab. Je massereicher ein Hauptreihenstern ist, desto mehr Leuchtkraft zeigt er. Die Farbe eines Hauptreihensterns zeigt die Temperatur des Sterns an. Heißere Sterne erscheinen blau oder weiß und kühlere Sterne rot oder orange. Die Masse eines Sterns beeinflusst auch seine Lebensdauer. Je mehr Masse ein Stern hat, desto kürzer ist seine Lebensdauer.
Rote Riesen
Nachdem ein Hauptreihenstern Milliarden von Jahren lang gebrannt hat, erschöpft er schließlich seine Brennstoffversorgung, da der größte Teil seines Wasserstoffs durch Kernfusion in Helium umgewandelt wird. Das überschüssige Helium erhöht dann die Temperatur des Sterns. In diesem Fall wird der Stern zu einem roten Riesen.
Rote Riesen haben eine leuchtend rote Farbe. Sie sind auch größer und viel leuchtender als Hauptreihensterne. Wenn der Kern des Roten Riesen unter der Schwerkraft weiter zusammenbricht, wird er dicht genug, um seinen verbleibenden Heliumvorrat in Kohlenstoff umzuwandeln. Dies geschieht über einen Zeitraum von ungefähr 100 Millionen Jahren, bis es Zeit ist, dass der Stern stirbt. So wie die Masse die Leuchtkraft eines Sterns bestimmt, bestimmt sie auch die Art und Weise des Todes eines Sterns.
Weiße Zwerge
Hauptreihensterne mit niedrigeren Massen werden letztendlich zu weißen Zwergen. Sobald ein roter Riese seinen Heliumvorrat aufgebraucht hat, verliert der Stern an Masse. Sein verbleibender Kohlenstoffkern wird sich über Milliarden von Jahren weiter abkühlen und an Leuchtkraft verlieren, bis er ein weißer Zwerg wird. Irgendwann wird der weiße Zwergstern keine Energie mehr produzieren und sich verdunkeln, um ein schwarzer Zwerg zu werden. Weiße Zwergsterne sind kleiner, dichter und weniger leuchtend als rote Riesensterne. Die Dichte der Sterne der Weißen Zwerge ist so groß, dass ein Löffel Material der Weißen Zwerge mehrere Tonnen wiegen würde.
Supernovae
Hauptreihensterne mit einer höheren Masse sind dazu bestimmt, in dramatischen und gewaltsamen Explosionen zu sterben, die Supernovas genannt werden. Sobald diese Sterne durch ihren Heliumvorrat verbrannt sind, wird der verbleibende Kohlenstoffkern schließlich in Eisen umgewandelt. Dieser Eisenkern wird dann unter seinem eigenen Gewicht zusammenbrechen, bis er einen Punkt erreicht, an dem Materie beginnt, von seiner Oberfläche abzuprallen. Wenn dies geschieht, tritt eine massive Explosion auf, die einen brillanten Lichtblitz erzeugt, der der Leuchtkraft einer ganzen Galaxie von Sternen entspricht. Bei einigen Supernova-Explosionen verbinden sich Protonen und Elektronen zu Neutronen. Dies führt wiederum zur Bildung von extrem dichten Sternen, sogenannten Neutronensternen.