Sternentwicklung

Sternentwicklung: zeitliche Änderung des physikalischen Zustands und der chemischen Zusammensetzung eines Sterns. Meist kurze Stadien, in denen sich durch Kontraktion die Temperatur im Innern des Sterns erhöht, wechseln mit längeren, in denen die ausgestrahlte Energie durch Kernfusion freigesetzt wird. Die Sternentwicklung verläuft umso schneller, je massereicher ein Stern ist. Sterne entstehen, wenn eine Wolke interstellarer Materie instabil wird und sich zusammenzieht. Es bilden sich aus Teilen der Wolke ein oder mehrere Protosterne, deren Kontraktion endet, wenn die Temperatur im Inneren hoch genug geworden ist, damit Protonen zu Heliumkernen verschmelzen können. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm befindet sich der entstandene Stern auf der Hauptreihe. Nachdem in den Mittelpunkts nahen Gebieten eines Sterns der Wasserstoff verbraucht ist, beginnt eine neuerliche Kontraktion. Die damit verbundene Temperaturerhöhung ermöglicht die Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffkernen, später den Aufbau schwererer Kerne bis zum Eisen. Äußerlich hat sich der Stern in einen Riesenstern verwandelt. Der Aufbau noch schwererer Kerne setzt keine Energie frei. Wenn die Kernenergievorräte erschöpft sind, kontrahiert der Stern zu einem dichten und stabilen weißen Zwerg, wobei die äußeren Schichten abgestoßen werden können und ein planetarischer Nebel entsteht, oder zu einem Neutronenstern, was mit einem Supernova Ausbruch verbunden ist. Bei sehr massereichen Sternen hält man auch die Bildung eines schwarzen Loches für möglich.