Das Universum ist etwa 13,8 Milliarden Jahre alt. Das ist bereits eine atemberaubende Zahl, aber winzig im Vergleich zur potenziellen Lebensdauer bestimmter Sterne. Während blaue Riesen hell strahlen und nach wenigen Millionen Jahren erlöschen, kann eine andere Familie von Sternen Unsterblichkeit erreichen. Wie ist das möglich? Die Antwort liegt im Motor der Sterne selbst: die Kernfusion.
Ein Stern lebt, solange er in seinem Kern Wasserstoff in Helium umwandelt. Die Masse des Sterns bestimmt das Tempo dieser Verbrennung. Je massereicher ein Stern ist, desto größer ist sein innerer Druck und desto schneller und heftiger verläuft die Fusion. Umgekehrt verbrauchen die leichtesten Sterne, die Roten Zwerge, ihren Brennstoff mit extremer Sparsamkeit. Ihre Lebensdauer kann daher Tausende von Milliarden Jahren erreichen, tausendmal länger als das heutige Alter des Universums.
Astrophysikalische Modelle der Sternstruktur, deren Grundlagen auf die Arbeiten von Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) zurückgehen und die heute durch Simulationscodes wie MESA verfeinert werden, schätzen, dass ein Roter Zwerg mit 0,1 Sonnenmassen friedlich mehr als 6.000 Milliarden Jahre brennen kann. Dieses Ergebnis ergibt sich aus einer einfachen, aber mächtigen Beziehung: Die Lebensdauer eines Sterns (t) ist proportional zu seinen Brennstoffreserven (seiner Masse M) geteilt durch die Geschwindigkeit, mit der er sie verbraucht (seine Leuchtkraft L): \( t \sim \frac{M}{L} \)
Die Leuchtkraft eines Sterns steigt sehr schnell mit seiner Masse an, gemäß der empirischen Beziehung \( L \propto M^4 \). Durch Kombination beider erhält man: \( t \propto \frac{M}{M^4} = M^{-3} \)
Ein Stern, der zehnmal weniger massereich ist als die Sonne, würde daher etwa \( 10^3 = 1.000 \) Mal länger leben, was seine Lebensdauer bereits in den Bereich von Tausenden von Milliarden Jahren bringt. Berücksichtigt man zusätzlich, dass Rote Zwerge vollständig konvektiv sind und fast ihren gesamten Wasserstoffvorrat nutzen — während die Sonne nur einen Bruchteil verbraucht —, erreicht man leicht Faktoren von 1.000 bis 10.000 im Vergleich zur Lebensdauer der Sonne.
| Sterntyp | Masse (M☉) | Lebensdauer (Jahre) | Beispielstern | Besonderheit |
|---|---|---|---|---|
| Blauer Riese | ~ 20 | ~ 8 Millionen | Rigel (β Orionis) | Einer der hellsten Sterne am Himmel, obwohl er weit entfernt ist. |
| Blauer Riese | ~ 15 | ~ 15 Millionen | Spica (α Virginis) | Massereicher Doppelstern, dessen Hauptkomponente sehr heiß ist. |
| Blauer Riese | ~ 10 | ~ 30 Millionen | Alnilam (ε Orionis) | Zentralstern im Gürtel des Orion, er wird als Supernova enden. |
| Massereicher Stern | ~ 8 | ~ 100 Millionen | Naos (ζ Puppis) | Stern des Spektraltyp O, extrem heiß und leuchtkräftig. |
| Mittelgroßer Stern | ~ 3 | ~ 500 Millionen | Mintaka (δ Orionis) | Mehrfachstern, dessen Masse noch ausreicht für ein relativ kurzes Leben. |
| Gelb-weißer Stern | ~ 1,8 | ~ 2 Milliarden | Sirius A (α Canis Majoris) | Der hellste Stern am Nachthimmel, massereicher als die Sonne. |
| Gelber Stern | ~ 1 | ~ 10 Milliarden | Sonne | Unser Stern, Referenz für alle Vergleiche. |
| Oranger Zwerg | ~ 0,7 | ~ 25 Milliarden | Alpha Centauri B | Begleiter des nächsten Nachbarsterns der Sonne, mit längerer Lebensdauer als unser Stern. |
| Roter Zwerg | ~ 0,4 | ~ 200 Milliarden | Gliese 581 | Berühmt für sein Planetensystem, einschließlich Gliese 581c. |
| Roter Zwerg | ~ 0,12 | ~ 6.000 Milliarden | Proxima Centauri (GJ 551) | Der der Sonne nächste Stern (4,22 Lj), sehr aktiv trotz seiner geringen Masse. |
N.B.: Unterhalb der Schwelle (0,08 M☉) hat das Objekt nicht genug inneren Druck und Temperatur, um die Fusion von Wasserstoff zu Helium dauerhaft aufrechtzuerhalten. Es handelt sich dann um einen Braunen Zwerg, manchmal auch "gescheiterter Stern" genannt.
Was wird aus diesen sparsamen Sternen am Ende ihres Lebens, in einer so fernen Zukunft, in der alle anderen Sterne längst erloschen sind? Ihr Ende wird unspektakulär sein: Sie werden sich langsam in sich zusammenziehen, ohne Explosion, ohne Aufbäumen.
Wenn ihr Wasserstoff aufgebraucht ist, werden sie sich in Helium-Weiße Zwerge verwandeln, Sternleichen, die keine Energie mehr durch Fusion erzeugen. Diese Sternleichen werden ihre Restwärme in das All abstrahlen, bis sie zu Schwarzen Zwergen werden: kalte, dichte und unsichtbare Objekte, deren Existenz bis heute rein theoretisch ist, da das Universum noch nicht alt genug ist, um auch nur einen davon hervorgebracht zu haben.
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