Kosmologie für Fußgänger

Hauptreihe des Diagramms und Sterne, die zu diesem Band gehörten, als Hauptreihensterne.
    Damit war eine eindeutige Beziehung zwischen der Helligkeit beziehungsweise Leuchtkraft eines Sterns und seiner Oberflächentemperatur entdeckt. Da die Leuchtkraft, wie wir schon erfahren haben, durch die Masse des Sterns festgelegt wird, lässt sich hinsichtlich der Hauptreihe das Hertzsprung-Russell-Diagramm auch als ein Masse-Temperatur-Diagramm interpretieren.
    Aber auch die Temperatur auf der horizontalen Achse des Diagramms kann man durch eine andere »Einteilung« ersetzen. Wir wissen ja schon: Die Effektivtemperatur bestimmt im Wesentlichen die spektrale Verteilung des vom Stern ausgehenden Lichts und somit auch seine »Farbe«. Folglich ist es möglich, die Sterne, anstelle sie nach ihrer Effektivtemperatur zu ordnen, in so genannte Spektralklassen einzuteilen. Die Klasse der O-Sterne umfasst die heißesten Sterne, dann folgen die B-, die A-, die F-, die G-, die K- und schließlich als kälteste Sterne die M-Sterne. In dieser Skala ist unsere Sonne ein G-Klassen-Stern.
    Doch nun zum bereits erwähnten so genannten Horizontalast, der nahezu waagerecht bei gleich bleibend hoher absoluter Helligkeit von links nach rechts das Diagramm überquert. Sterne, die am rechten Ende dieses Astes liegen, haben zwar die gleiche Helligkeit wie ein Stern am linken Ende des Astes, aber eine viel niedrigere Temperatur! Wie kann das sein? Des Rätsels Lösung liegt in der Größe des Sterns. Damit ein Stern niedriger Temperatur mit der gleichen Helligkeit leuchten kann wie ein Stern hoher Temperatur, muss seine Oberfläche entsprechend größer sein. Da Sterne aber Gaskugeln sind, ist eine größere Oberfläche gleichbedeutend mit einem größeren Radius. Die Sterne am rechten Rand dieses Astes müssen also riesengroß sein. Betrachten wir als Beispiel den Stern Beteigeuze im Sternbild Orion. Seine absolute Helligkeit ist um rund 13 Magnituden größer als die unserer Sonne, doch seine Temperatur beträgt lediglich etwa 3300 Kelvin. Anhand dieser Werte können die Astronomen berechnen, dass Beteigeuze etwa 1300-mal so groß sein muss wie unsere Sonne – im wahrsten Sinne des Wortes also ein echter Riesenstern. Aus diesem Grund bezeichnet man den Horizontalast auch als Riesenast.
    Im Laufe der Zeit erhielten die Astronomen von immer mehr Sternen Kenntnis über deren Temperatur und absolute Helligkeit. Damit musste das Hertzsprung-Russell-Diagramm durch weitere Äste ergänzt werden. So kennt man heute neben dem bereits erwähnten Riesenast noch den Ast der Überriesen und den der Hyperriesen. Beide liegen aufgrund noch höherer absoluter Helligkeiten oberhalb des Riesenastes. Unterhalb des Riesenastes findet man den Ast der Unterriesen und unterhalb der Hauptreihe schließlich den Ast der Weißen Zwerge. Auf all diese Feinheiten wollen wir hier aber nicht näher eingehen, sondern uns stattdessen lieber dem letzten Lebensabschnitt eines Sterns zuwenden.
    Die Masse eines Sterns entscheidet nicht nur über sein Leben – ob es nun kurz und turbulent ist oder eher lang, dafür aber träge -, sondern auch über die Art, wie der Stern vergeht. Sterne, die bei ihrer Geburt nicht mehr als etwa acht Sonnenmassen groß sind, sterben relativ unspektakulär. Nachdem sie ihren Wasserstoffvorrat zu Helium verbrannt haben, schalten sie um auf die Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Im Vergleich zum Wasserstoffbrennen ist dieses so genannte Heliumbrennen jedoch schon nach relativ kurzer Zeit beendet. Jetzt hat der Stern keine innere Energiequelle mehr. Der verbleibende Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern, den man auch als Weißen Zwerg bezeichnet, kühlt im Laufe der Zeit immer mehr aus, bis er schließlich so kalt und leuchtschwach ist, dass er nicht mehr zu sehen ist. Ehe dieser Moment jedoch eintritt, beleuchtet der anfangs noch heiße Weiße Zwerg eine bereits während des Heliumbrennens abgeblasene Gaswolke, den bereits erwähnten Planetarischen Nebel. Aber auch der löst sich mit der Zeit auf, und übrig bleibt nur noch der kalte Aschehaufen des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns.
    Anders verläuft die Sache, wenn der Stern bei seiner Geburt schwerer als acht Sonnenmassen ist. Das Leben eines solchen Sterns ist nicht mit dem Heliumbrennen beendet. Zunächst folgen noch vier weitere Fusionsprozesse, während deren zunächst Neon, Magnesium und Sauerstoff, dann Silizium, Schwefel und Sauerstoff, danach Silizium, Schwefel und Argon und schließlich