Massereiche Sterne, Supernovae und ihre Überreste

Wenn der Kern eines massereichen Sterns zu Eisen wird, ist der Brennstoff innerhalb von Tagen verbraucht und der Kern kollabiert.

Ein kurzes, intensives Leben

Laut NASA liegt die Grenze zwischen den verschiedenen Sternschicksalen bei etwa acht Sonnenmassen. Ein Stern oberhalb dieser Grenze beginnt wie jeder andere: Er entsteht aus einer kollabierenden Wolke und fusioniert auf der Hauptreihe Wasserstoff. Im HR-Diagramm liegt er aber im heißen, hellen Bereich oben links. Er verbraucht seinen Brennstoff in rasendem Tempo. Laut NASA dauert die gesamte Entwicklung nur wenige Millionen Jahre, verglichen mit etwa 10 Milliarden bei der Sonne. Beteigeuze hat laut NASA etwa die 15-fache Sonnenmasse, ist ungefähr 10 Millionen Jahre alt und bereits ein roter Überriese.

Schichten wie bei einer Zwiebel

Ist der Wasserstoff im Kern aufgebraucht, verschmilzt ein massereicher Stern Helium zu Kohlenstoff, genau wie kleinere Sterne. Sein Kern ist aber schwer genug, um weiterzumachen. Nach dem Helium fusioniert er Kohlenstoff zu Neon, dann Neon zu Sauerstoff, Sauerstoff zu Silizium und schließlich Silizium zu Eisen. Jeder neue Brennstoff brennt im Kern, während die früheren in Schalen darum weiterbrennen. So erhält das Sterninnere einen zwiebelartigen Aufbau mit Eisen im Zentrum. Die NASA weist darauf hin, dass jeder neue Brennstoff weniger Zeit verschafft. Sobald Silizium zu Eisen fusioniert, ist der Brennstoff innerhalb weniger Tage verbraucht.

Bei Eisen ist Schluss. Eisen zu schwereren Elementen zu verschmelzen, kostet Energie, statt sie freizusetzen. Der Kern verliert deshalb den Druck, der ihn gestützt hat. In einem Sekundenbruchteil kollabiert er, bis die Kerne so dicht gepackt sind, dass sie Widerstand leisten und der Kern zurückfedert. Dieser Rückstoß treibt eine Stoßwelle durch den Stern. Das Ergebnis ist eine Supernova, eine Explosion, die kurzzeitig eine ganze Galaxie überstrahlen kann. Die NASA betont, dass das ausgeworfene Material spätere Wolken anreichert. Die nächste Generation von Sternen und Planeten enthält dadurch Elemente, die im Inneren früherer Sterne entstanden sind.

Neutronensterne und schwarze Löcher

Was übrig bleibt, hängt von der Masse ab. Laut NASA hinterlässt ein Stern mit etwa 8 bis 20 Sonnenmassen einen Neutronenstern: mehr als eine Sonnenmasse, zusammengepresst in einer Kugel, deren Durchmesser ungefähr der Länge der Insel Manhattan entspricht, etwa 20 km. Seine Dichte übertrifft alles auf der Erde. Verteilt man 1.4 Sonnenmassen auf eine Kugel mit 10 km Radius, ergibt das etwa 7 × 10¹⁷ kg pro Kubikmeter. Viele Neutronensterne rotieren schnell und lassen Strahlenbündel wie einen Leuchtturm durch den Weltraum schwenken. Streift ein Strahl die Erde, sehen wir einen Pulsar. Manche, die sogenannten Magnetare, haben Magnetfelder, die bis zu tausendmal stärker sind als bei einem typischen Neutronenstern.

Bei Sternen mit mehr als etwa 20 Sonnenmassen entsteht durch den Kollaps laut NASA ein stellares schwarzes Loch. Dort ist die Schwerkraft so stark, dass aus dem Inneren des Ereignishorizonts nicht einmal Licht entkommt. Bei einem schwarzen Loch mit einer Sonnenmasse hätte dieser Horizont nur etwa 3 km Radius. Schwarze Löcher werden durch ihren Einfluss auf nahe Materie entdeckt: Gas, das sie von einem Begleitstern abziehen, heizt sich in einer wirbelnden Scheibe auf und leuchtet im Röntgenbereich. Die NASA erwartet, dass Beteigeuze als Neutronenstern oder schwarzes Loch endet. Entscheidend ist, wie viel Masse nach seiner Supernova übrig bleibt, die wahrscheinlich in etwa 100 000 Jahren stattfindet.