Astronomie Media-Wiki

Die letzte Phase im Leben von sonnenähnlichen Sternen

Bei Sternen von mehr als 0,3 Sonnenmassen geht deren Ende im Normalfall mit dem sogenannten Heliumbrennen einher. Dafür muss allerdings erst ein gewisser Druck sowie eine ausreichende Temperatur erreicht werden, sodass die beim Wasserstoffbrennen entstandenen Heliumkerne im Sternenkern zu fusionieren beginnen können. Dies führt dazu, dass der Stern schlagartig seinen Leistungsumsatz erhöht, und sich dabei auch auf ein Vielfaches seiner ursprünglichen Größe ausdehnt – ein “Roter Riese” entsteht. Dieser kann aufgrund seiner gewaltigen Ausdehnung seine Randgebiete allerdings kaum bei sich behalten.

Nach dieser ersten Ausdehnung und während dem Beginn des Heliumbrennens fällt der Stern wieder in sich zusammen und erreicht in etwa seine ursprüngliche Größe. Dieser Vorgang wiederholt sich in ähnlichem Ausmaß eine weiters Mal, bevor der Stern endgültig zusammenschrumpft und sich seine Oberflächentemperatur um ein Vielfaches erhöht. In dieser Phase kommt es auch dazu, dass Gase in der Umgebung des Sterns aufgrund der hohen Temperaturen zum Leuchten gebracht werden, ein sogenannter Planetarer Nebel entsteht.

Die Überreste des alten Sterns werden nun zu einem “Weißen Zwergstern”, dieser verliert nun nach und nach an Temperatur und kühlt schlussendlich komplett aus. (von paul)