All die Sterne, die auf der Hauptreihe liegen gehören aber trotzdem zur Leuchtkraftklasse “V” der Zwerge, denn sie können noch sehr viel größer werden! Das passiert aber erst, wenn sie nicht mehr stabil sind. Irgendwann hat so ein Stern nämlich allen Wasserstoff in seinem Kern verbraucht. Dann kann er auch keine Kernfusion mehr durchführen und er beginnt sich massiv zu verändern. Wenn die Kernfusion schwächer wird, wird auch weniger Strahlung erzeugt und damit gibt es weniger Strahlungsdruck. Die Gravitation gewinnt die Oberhand und der Stern fällt unter seinem eigenen Gewicht zusammen. Dadurch wird es in seinem Zentrum aber wieder heißer und neue Kernfusionsprozesse, die vorher aufgrund der zu geringen Temperaturen nicht möglich war, können stattfinden. Es wird neue Strahlung erzeugt, der Strahlungsdruck steigt und der Stern dehnt sich aus, anstatt zu kollabieren.

In Wahrheit ist die Sache natürlich noch ein wenig komplizierter. Was genau passiert, hängt unter anderem von der Masse des Sterns ab. Und Kontraktion und Expansion können auch gleichzeitig stattfinden. Bei einem kleinen Stern wie unserer Sonne sammelt sich im Laufe der Zeit im Kern jede Menge Helium an. Das entsteht bei der Fusion von Wasserstoff und kann vorerst nicht weiter fusioniert werden. Ist im Kern kein Wasserstoff mehr übrig, zieht sich der Stern zusammen und seine inneren Bereiche werden dichter. Im mit Helium angefüllten Kern selbst ist immer noch keine Fusion möglich, aber dafür kann nun in den Schichten darüber Wasserstoff fusioniert werden. Außerhalb dieser Schale beginnt der Stern zu expandieren, weil der Strahlungsdruck ihn nun auseinander treibt. Im Kern wird der Stern immer heißer, weil die Masse an neu produzierten Helium ihn immer weiter kollabieren lässt, die Temperaturen immer weiter ansteigen und irgendwann der Punkt erreicht ist, wo auch das Helium fusioniert. Die Schichten darüber werden dagegen immer weiter nach außen getrieben, die Masse verteilt sich über einen immer größeren Bereich und kühlt dabei auch immer weiter ab.

In dieser Phase entwickelt sich ein Zwergstern der Leuchkraftklasse V zu einem sogenannten “Unterriesen” der Leuchtkraftklasse IV. Hat er sich dann immer weiter ausgedehnt, ist er ein echter Riesenstern der Leuchtkraftklasse III geworden. Das wird auch mit unserer Sonne passieren, wenn sie in 6 Milliarden Jahren das Ende ihres Lebens erreicht. Da die äußeren Schichten in diesem Stadium stark abgekühlt sind, leuchtet sie dann auch nicht mehr gelb, sondern eher rötlich, weswegen man diese Klasse der Sterne auch “Rote Riesen” nennt. Irgendwann werden die äußeren Schichten komplett abgestoßen, so dass nur noch der innerste Kern übrig bleibt. Das ist dann ein “Weißer Zwerg”, in dem keine Kernfusion mehr stattfindet und der deswegen auch nicht Teil der offiziellen Spektral- bzw. Leuchtkraftklassifikation ist.

Sterne, die eine größere Masse haben als die Sonne können aber am Ende ihres Lebens noch ein wenig länger durchhalten und noch mehr Fusionsreaktionen durchführen. Sie blähen sich noch weiter auf und werden zur Leuchtkraftklasse II der “hellen Riesen” gezählt. Noch heller sind die Überriesen der Leuchtkraftklasse I und ganz oben stehen die Hyperriesen der Leuchtkraftklasse 0. Über- und Hyperriesen leuchten zwar alle enorm viel heller als ein normaler Hauptreihenzwergstern und sind auch alle viel größer und schwerer. Sie können mehr als 100 Mal mehr Masse haben als unsere Sonne. Trotzdem sind sie nicht unbedingt alle auch heißer als die kleineren Sterne. Es gibt Hyperriesen bei allen Spektraltypen, also zum Beispiel blaue Hyperriese, die sehr heiß sind, gelbe Hyperriesen mit moderaten Temperaturen wie unsere Sonne und kühle rote Hyperriesen.

Nur wenn ein Hyperriesen wirklich viel Masse hat, kann er sich zu einem heißen, blauen Riesen oder gar einem sogenannten “hellen blauen Veränderlichen” entwickelt, den hellsten bekannten Sternen. Deren Masse, die das 250fache der Sonnenmasse betragen kann, sorgt für enorme Temperaturen und damit auch für die enorme Ausdehnung dieser Sterne. Deneb, im Sternbild Schwan gehört dazu und er ist von der Erde aus wegen seiner Helligkeit auch gut sichtbar. Er gehört zu den hellsten Sternen am Nachthimmel, obwohl er ein paar tausend Lichtjahre weit entfernt ist. Aber da er auch ein paar Dutzend mal schwerer als die Sonne ist, ist seine Temperatur viel höher. Er hat sich auf über das 100fache des Sonnenradius ausgedehnt und leuchtet ungefähr 200.000 Mal heller als unser Stern. Ein heller blauer Veränderlicher ist allerdings nicht stabil – sonst wäre er ja Teil der Hauptreihe und nicht Teil der Riesengruppe. Seine Größe und seine Helligkeit können stark schwanken und da diese Sterne so heiß brennen, leben sie auch nicht lange sondern haben ihren Treibstoff oft schon nach wenigen Millionen Jahren verbraucht.

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Kommentare (1)

  1. #1 André
    12. Juni 2015

    Blöde Frage: spricht man tatsächlich von Sterngeneration 1 bis 3? Und ist die Sonne dann tatsächlich Generation 3?
    Ich kenne nur den Begriff Sternpopulation, wobei dann die Sonne zur Population 1 gehört, und die früheren Sterne zu höherwertigen Populationen – also genau umgekehrt …