Sternenden

Nach dem ein Stern den Wasserstoff aufgebraucht hat, wird er sich zu einem Roten Riesen aufblähen, da in der Schale um den Heliumkern das Wasserstoffbrennen eingesetzt hat, bis der Heliumkern sich zu der Größe eines Weißen Zwerges zusammenzieht, dann dehnt sich die Hülle aus, sie wird kühler, die Leuchtkraft geht zurück, der Rote Riese wird sich bis knapp zur Erdbahn ausgedehnt haben. Ist der innerste Bereich aus Helium heiß und dicht genug, so setzt der sogenannte 3-Alpha-Prozeß ein. Das ist die Kernfusion dreier Heliumkrerne zu einem Kohlenstoffkern. Der Stern gehört nun zu der Klasse von Sonnen, die als Horizontalast im HRD (Hertzsprung-Russell-Diagramm) bezeichnet werden. Wenn der Drei-Alpha-Pozess nur noch in einer Schale um den entstandenen Kernbereich aus Kohlenstoff und Sauerstoff abläuft, gehört unser roter Riese sogar dem asymthotischen Riesenast an. Der asymthotischen Riesenast ist eine Klasse von sterbenden Sonnen, die sich durch kühle (3000 bis 4000 Grad) Oberflächen und große Leuchtkraft (100x bis 1000x unsere Sonne) auszeichnen. In dieser Phase stößt der Stern einen erheblichen Teil seiner Masse ab, bis der nackte, heiße Weiße Zwerg aus Kohlenstoff und Stickstoff zurückbleibt.
Massenreichere Sterne können durch weitere Fusionsreaktionen noch Energie gewinnen, wobei sie sich zum Überriesen entwickeln. Bei mehr als 9 Sonnenmassen endet die Entwicklung in einer Supernova Typ II.
Nova heißt neuer Stern. Konkret heißt das, dass ein Stern innerhalb einiger Tage seine Helligkeit um viele Größenklassen verstärkt, d.h. die Leuchtkraft steigt um einen Faktor 100 bis 100000. Im Laufe der folgenden Monate kehrt der Stern allmählich zur Helligkeit zurück, die er vor dem Ausbruch hatte. In ein paar wenigen Fällen kommt es schon nach ein paar Jahren zum nächsten Ausbruch (rekurierende Nova). Doch die klassische Nova hat nur alle paar 100 bis alle 10000 Jahre einen Ausbruch. Das heißt, dass bisher nur ein Ausbruch beobachtet wurde.
Ein Doppelsternsystem aus einem Weißen Zwerg aus entartetem Kohlenstoff und Sauerstoff und einem Nachhauptreihenstern, wie bei der Nova, stehen am Anfang der Supernova Typ I. Wenn der Materiefluss groß genug ist (etwa im Bereich einer Erdmasse in 10 Jahren), kann der angesammelte Wasserstoff kontinuierlich über den CNO-Zyklus zu Helium fusionieren. In der dadurch entstehenden Heliumhülle kann explosionsartig der 3-Alpha-Prozeß einsetzen und die Heliumhülle in Kohlenstoff umwandeln.
Die zweite Art, wie sich ein Stern selbst zur Explosion bringen kann, heißt Supernova Typ II. Hier wird ein blauer oder roter Überriese, der mindestens neun mal schwerer als die Sonne ist, durch den Kollaps seines Inneren zu einem Neutronenstern.
Hinter der wissenschaftlichen Bezeichnung "Gamma-Ray Bursters" oder zu Deutsch "plötzliche Ausbrüche von Gammastrahlen" verbergen sich die größten bekannten Explosionen im Weltall überhaupt. Sie können im Energieausstoß die Supernovae noch um Größenordnungen übertreffen. Während eine Supernova relativ gut verstanden wird, umgibt die gewaltigen Ausbrüche im Kosmos noch tiefes Geheimnis. Wie der Name schon vermuten lässt, handelt es sich um kurzzeitig (Sekunden bis Minuten) auftretende Quellen von Strahlung am kurzwelligen Ende des Spektrums. Im Bereich dieser hochenergetischen Strahlung werden die Ausbrüche schon seit vielen Jahren beobachtet. Ihre zufällige Verteilung am Himmel und die statistische Verteilung ihrer Stärke legt nahe, dass sie gleichmäßig über den ganzen Kosmos verteilt sind, und dass wir sie bis an den Rand des prinzipiell einsehbaren Weltalls sehen können. Nicht einmal Supernovae können sich über die Distanz des ganzen einsehbaren Kosmos bemerkbar machen. Deshalb müssen diese Gammastrahlenausbrüche wesentlich energiereicher als eine Supernova sein.