Kosmologie für Fußgänger

Leuchtkraft eines Sterns proportional mit der 3,5-fachen Potenz seiner Masse ändert. Das bedeutet, dass ein Stern mit doppelter Sonnenmasse etwa zehnmal so hell wie unsere Sonne strahlt. Sterne am oberen Ende der Massenskala bringen es somit auf eine Leuchtkraft von einigen Millionen Sonnen, wogegen Sterne am unteren Ende eher trübe Tranfunzeln sind, deren Leuchtkraft etwa einem Zehntausendstel der unserer Sonne gleichkommt. Derartig leuchtschwache Sterne kann man natürlich auch nur erkennen, wenn sie sich in relativ geringer Entfernung zu unserer Erde befinden.
    Aber auch die Temperatur des Sterns wird durch seine Masse festgelegt. Wieder gilt: Je massereicher ein Stern ist, desto heißer ist er auch. Das trifft nicht nur für seine Oberfläche zu, sondern auch für sein Inneres. Die Oberflächentemperatur des Sterns bezeichnen die Astronomen auch als die so genannte Effektivtemperatur. Das ist genau die Temperatur, die ein schwarzer Körper von der Größe des betrachteten Sterns haben müsste, um die beobachtete Leuchtkraft des Sterns zu erzeugen. Die Physiker definieren einen schwarzen Körper als eine vollkommene Strahlungsquelle, also als strahlende Materie, die sich im thermodynamischen Gleichgewicht mit ihrer Umgebung befindet. Das heißt, Materie und Umgebung weisen die gleiche Temperatur auf. Das Licht, das von einem schwarzen Körper ausgeht, besteht aus einem Strahlungsgemenge unterschiedlicher Wellenlängen von verschiedenartiger Intensität. Trägt man in einem Diagramm die Intensität der Strahlung gegen die Wellenlänge auf, so entsteht eine Kurve mit einem Maximum bei einer bestimmten Wellenlänge, die zu kürzeren Wellenlängen hin steil und zu längeren Wellenlängen hin flach gegen null abfällt. Je nach Temperatur des schwarzen Körpers verschiebt sich das Intensitätsmaximum nach kürzeren oder längeren Wellenlängen und mit ihm auch die ganze Kurve. Kühlere Körper strahlen mehr rotes Licht ab, heißere mehr blaues.
    Das Licht, das von einem Stern ausgeht, weicht in seiner Spektral- und Intensitätsverteilung mehr oder weniger, manchmal aber ganz erheblich, von dem eines schwarzen Körpers gleicher Effektivtemperatur ab. Das hängt damit zusammen, dass Licht nicht nur von der Sternoberfläche abgestrahlt wird, sondern auch aus etwas tieferen Bereichen. Da die Temperatur zum Sterninneren hin aber zunimmt, hat das Licht von dort auch eine andere spektrale Zusammensetzung als das von der Oberfläche. In erster Näherung jedoch dominiert die Effektivtemperatur die Spektralverteilung des abgestrahlten Lichts.
    Unsere Sonne, die es auf eine Effektivtemperatur von etwa 5800 Kelvin bringt (0 Kelvin entspricht dem absoluten Temperaturnullpunkt, 273 Kelvin entsprechen 0 Grad Celsius, sodass gilt: Grad Celsius plus 273 ist gleich Kelvin) leuchtet leicht gelblich. Ein Stern größerer Masse hat eine wesentlich höhere Effektivtemperatur. Bei sehr massereichen Sternen geht das bis zu einigen zehntausend Kelvin! Damit verschiebt sich auch das Licht zu kürzeren Wellenlängen, und diese Sterne leuchten in einem bläulichen Weiß. Sehr massearme Sterne bringen es dagegen lediglich auf Effektivtemperaturen von wenigen tausend Kelvin. Ihr Strahlungsmaximum liegt schon fast im nahen Infrarot, sodass sie uns ziemlich rötlich erscheinen. Anhand der »Farbe« des Sternenlichts kann man also bereits entscheiden, ob man es mit einem massereichen und damit heißen oder eher mit einem massearmen und damit relativ kalten Stern zu tun hat.
    Doch die Masse des Sterns bestimmt nicht nur seine Leuchtkraft, seine Oberflächentemperatur und seine Spektralfarbe, sondern auch seine Lebensdauer. Der Stern »lebt« ja davon, dass er im Inneren seinen Wasserstoffvorrat zu Helium verbrennt. Je massereicher nun ein Stern ist, desto höher ist natürlich auch die Temperatur in seinem Kern, und desto schneller gehen die Fusionsprozesse vonstatten. Ein Stern mit 120 Sonnenmassen verbrennt seinen Wasserstoff in wenigen zehntausend Jahren, unsere Sonne braucht dazu etwa acht Milliarden Jahre, und Sterne von einem Zehntel Sonnenmasse leben etwa 200 Milliarden Jahre. Wenn ein so kleiner Stern vor etwa zehn Milliarden Jahren, also in der Frühzeit unseres Universums, geboren wurde, dann hat er bis heute gerade mal fünf Prozent seines Lebens hinter sich. Gegenwärtig ist er sozusagen noch ein richtiges Baby. Im Vergleich zu dieser enormen Zeitspanne führen die massereichen Sterne das Leben von Eintagsfliegen und blitzen nur kurz auf,