Die Startphase für alle Sterne, einschließlich unserer Sonne, beginnt, wenn eine dichte Region in einem Nebel zu schrumpfen und sich zu erwärmen beginnt. Dies ist in der Regel das Ergebnis eines von mehreren Ereignissen, die den gravitativen Kollaps einer Molekülwolke einleiten können. Zu den Mitteln, mit denen dies geschieht, gehören galaktische Kollisionen oder eine verheerende Supernova-Explosion in der Nähe, die zerrissene Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit in die Wolken schickt. Jede dieser Sternentstehungsstationen kann zwischen ein paar Dutzend und Tausenden von Sternen bilden.
Um einen Stern wie unsere Sonne zu bilden, die einen Durchmesser von 1.391.000 Kilometern (864.400 Meilen) hat, bräuchte man eine Ansammlung von Gas und Staub, die hundertmal so groß ist wie unser Sonnensystem. Dies ist nur der Anfang. Sobald sich eine solch große Menge an Gas und Staub zusammenballt, bilden sie das, was wir einen Protostern nennen. Ein Objekt wird so lange als Protostern bezeichnet, wie noch Material nach innen fällt. Für unsere Sonne und Sterne gleicher Masse wäre die Protosternphase nach etwa 100.000 Jahren beendet. Danach hört der Protostern auf zu wachsen und die ihn umgebende Materialscheibe wird durch Strahlung zerstört.
Wenn es dem Protostern nicht gelungen ist, genügend Masse anzuhäufen, entsteht ein Brauner Zwerg. Diese armen Kerlchen sind substellare Objekte, die aufgrund ihrer zu geringen Masse keine Wasserstofffusionsreaktionen in ihren Kernen aufrechterhalten können. Hauptreihensterne haben damit kein Problem, um das sie die Braunen Zwerge beneiden. Vereinfacht gesagt, ist ein Brauner Zwerg zu groß, um als Planet bezeichnet zu werden, und zu klein, um als Stern bezeichnet zu werden. Bis 1995 waren sie nur ein theoretisches Konzept. Inzwischen geht man jedoch davon aus, dass auf sechs Sterne ein Brauner Zwerg kommt.
Wenn der Stern groß genug ist, um Wasserstoffatome zu Helium zu fusionieren, wird er in die Phase eintreten, in der sich unsere Sonne befindet, die sogenannte Hauptreihenphase. Ein Stern wird den größten Teil seines Lebens in der Hauptreihenphase verbringen. Zu diesem Zeitpunkt wandelt die Kernfusion Wasserstoff in Helium um. Der Stern ist nur stabil, weil der leichte Druck dieser Energie den Gravitationskollaps des Sterns ausgleicht.
Ungefähr neun von zehn Sternen im Universum sind Hauptreihensterne. Diese Sterne können von etwa einem Zehntel der Masse unserer Sonne bis hin zur 200-fachen Masse reichen, und wie lange ein Stern in der Hauptreihenphase bleibt, hängt von seiner Größe ab. Ein Stern mit höherer Masse hat zwar mehr Material zur Verfügung, brennt aber aufgrund der höheren Kerntemperaturen, die durch die größere Gravitationskraft verursacht werden, schneller. Ein Stern von der Größe unserer Sonne verbringt etwa 10 Milliarden Jahre in dieser Phase, ein Stern von der 10-fachen Größe unserer Sonne dagegen nur 20 Millionen Jahre.
Nach der Hauptreihenphase wird der Stern zu einem Roten Riesen. Ein Roter Riese ist ein sterbender Stern in einem der letzten Stadien der Sternentwicklung. In ein paar Milliarden Jahren wird unsere Sonne sterben und sich ausdehnen und dabei die inneren Planeten und vielleicht sogar die Erde verschlingen (keine Sorge, wir werden schon ein paar Milliarden Jahre früher ausgestorben sein. Wenn wir es schaffen, eine weitere Milliarde Jahre zu überleben, wird die Temperatur der Erdoberfläche viel zu heiß für uns Menschen werden.)
Nachdem die Sterne aufhören, Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umzuwandeln, wird die Schwerkraft übernehmen. Von hier an geht es leider nur noch bergab. Rote Riesensterne erreichen Größen von 62 Millionen bis 621 Millionen Meilen im Durchmesser (100 Millionen bis 1 Milliarde Kilometer), 100 bis 1.000 Mal so groß wie die heutige Sonne. Die Energie des Sterns verteilt sich auf eine größere Fläche, wie die Pixel, wenn man eine Rastergrafik vergrößert. Dadurch wird der Stern tatsächlich kühler und erreicht nur noch etwas mehr als die Hälfte der Wärme der Sonne. Die Temperaturveränderung bewirkt, dass Sterne mehr in Richtung des roten Teils des Spektrums leuchten; das ist es, was einem Roten Riesen seinen Namen gibt.
Wie weit ein Stern von diesem Punkt aus geht, hängt von seiner Größe ab. Fangen wir mit der weniger heftigen Variante an. Kleinere Sterne, bis etwa zur achtfachen Masse unserer Sonne, können zu einem Weißen Zwerg werden. Diese alten Sternüberreste sind unglaublich dicht. Ein Teelöffel ihrer Materie würde auf der Erde so viel wiegen wie ein Elefant – das sind 5,5 Tonnen in einem einzigen, unglaublich starken Teelöffel. Der Radius eines Weißen Zwerges ist nur 0,01-mal so groß wie der unserer Sonne, aber die Masse ist etwa gleich groß. Die Abschätzung, wie lange ein Weißer Zwerg bereits abgekühlt ist, hilft den Astronomen, besser zu verstehen, wie alt das Universum wirklich ist.
Nach einer unvorstellbaren Zeitspanne – Dutzende oder gar Hunderte von Milliarden Jahren – kühlt ein Weißer Zwerg ab, bis er zu einem Schwarzen Zwerg wird, die unsichtbar sind, weil sie mit der gleichen Temperatur wie der Mikrowellenhintergrund strahlen. Aufgrund des Alters des Universums und dem, was wir über seine ältesten Sterne wissen, gibt es keine bekannten schwarzen Zwerge.
Alternativ wird ein Stern mit mindestens acht Sonnenmassen einen viel gewaltsameren, aber auch viel schöneren Tod haben. Massereiche Sterne können eine Supernova erzeugen, wenn ihnen der Brennstoff ausgeht. Für sie ist es besser, mit einem Knall zu erlöschen, als zu verblassen. Wenn Supernovae explodieren, schleudern sie ihre Eingeweide mit Geschwindigkeiten von 9.000 bis 25.000 Meilen pro Sekunde in den Weltraum.
Diese Explosionen produzieren einen Großteil des Materials im Universum, einschließlich einiger schwerer Elemente wie Eisen, aus denen wir selbst und unser Planet bestehen, so dass wir alle die Überreste dieser Explosionen in unserem Körper tragen. Wie Neil deGrasse Tyson es ausdrückt: „Es ist ganz buchstäblich wahr, dass wir Sternenstaub sind.“ Der Zyklus beginnt von vorne, mit einer neuen Generation von Sternen, und neue Sterne werden auf die gleiche Weise aus dem zurückgelassenen Sternenstaub geboren.
Das bedeutet nicht, dass es das Ende des Weges für das ist, was vom Stern übrig bleibt. Nach der Supernova-Explosion bleibt der Kern des Sterns entweder in Form eines Schwarzen Lochs oder eines Neutronensterns zurück, die beide unglaublich zerstörerisch und gewaltig schön sind. Neutronensterne sind schwer zu finden und sind sehr mysteriöse Objekte. Sie sind zwar nur etwa so groß wie eine Stadt, aber lassen Sie sich davon nicht täuschen, mit diesen Objekten ist nicht zu spaßen. Sie sind extrem dicht: Nimmt man die Masse unserer Sonne, verdoppelt sie und schrumpft sie dann auf die Größe von Los Angeles, so ist ein Neutronenstern ungefähr so dicht. Ein Kubikmeter eines Neutronensterns würde etwas weniger als 400 Milliarden Tonnen wiegen. Bei dieser Dichte ist die Schwerkraft an der Oberfläche wirklich immens.
Alternativ kann das, was nach der Supernova übrig bleibt, zu einem Schwarzen Loch werden. Schwarze Löcher ziehen buchstäblich den Raum um sich herum an. Sie müssen eine riesige Menge an Masse auf unglaublich kleinem Raum haben, um die nötige Schwerkraft zu haben, um Licht anzuziehen. Um das zu verdeutlichen: Um ein Schwarzes Loch aus der Erde zu machen, müsste der gesamte Planet auf die Größe einer Erbse zusammengedrückt werden! Diese mysteriösen und beängstigenden Objekte können die Zeit verlangsamen und zerreißen und nichts kann dem Griff eines Schwarzen Lochs entkommen, wenn es seinen Ereignishorizont erreicht. Jede Materie, die in ihren Weg eintritt, wird nie wieder gesehen. Sie sind der Spielplatz-Rüpel des Universums, aber im Gegensatz zu Spielplatz-Rüpeln könnten wir auf sie angewiesen sein, um zu leben. Einige Forscher glauben, dass Schwarze Löcher tatsächlich helfen, die Elemente zu erschaffen, weil sie die Materie in subatomare Teilchen zerlegen.
Diese Teilchen machen Sie und mich aus, und alles um uns herum. Wir verdanken den Sternen unser Leben. Ob groß oder klein, jung oder alt, man kann nicht bestreiten, dass Sterne zu den schönsten und poetischsten Objekten der gesamten Schöpfung gehören. Wenn Sie das nächste Mal zu den Sternen hinaufschauen, denken Sie daran, wie sie alle erschaffen wurden und wie sie sterben werden.