Da ein Stern im Innern heiß
ist, fließt Wärme zur Oberfläche und wird dort in
den kalten Weltenraum abgestrahlt. Dieser Energieverlust - ein
Stern strahlt! - wird ausgeglichen durch Kernfusionsreaktionen
nahe dem Sternzentrum. Kurzzeitig, d.h. im Falle der Sonne
für rund 50 Millionen Jahre, kann der Energieverlust auch
durch Kontraktion (Zusammenziehen) des Sterninnern ausgeglichen
werden. Der Stern zapft dann so lange seine Gravitationsenergie an,
bis es derart heiß geworden ist, dass Kernfusionen
zünden. (Beim Zusammenpressen erhitzt sich Gas. Es klingt
paradox, aber ein Stern wird wärmer, verliert er Energie!
Dieses ungewohnte Verhalten - «negative»
Wärmekapazität! - eines Körpers ist der Schwerkraft
geschuldet.) Die längste Zeit seines Leben lebt
ein Stern von der Wasserstofffusion, der bei weitem
ergiebigsten Quelle thermonuklearer Energie. Man sagt, der Stern
befindet sich in seiner Hauptreihenphase und spricht etwas lax vom
«Wasserstoffbrennen».
Der Wasserstoff wird allerdings
bei 15 Millionen Grad nicht verbrannt, sondern wandelt sich
thermonuklear in Helium um. Im Falle der Sonne
dauert diese Phase fast elf Milliarden Jahre.
(4,5 Milliarden sind davon bereits um.)
In späteren Phasen, wenn der Wasserstoffvorrat im
Zentrum erschöpft ist, sind weitere Kernfusionsreaktionen
möglich. Die Sonne beispielsweise wird zu einem Riesenstern
und dann Helium thermonuklear zu Kohlenstoff und Sauerstoff
«verbrennen». Massereiche Sterne hangeln sich
regelrecht von Energiekrise zu Energiekrise. Bei immer
höheren Temperaturen können chemische Elemente bis
hoch zum Eisen gebildet werden. Dann allerdings ist endgültig
Schluss. Die Elemente der Eisengruppe sind die stabilsten
Atomkerne überhaupt in der Natur. Ihre
Bindungsenergie ist maximal und weder durch Fusion noch durch
Fission (Kernspaltung) lässt sich einem Eisenatomkern Energie
entlocken. Ein solcher Stern ist zum Untergang verurteilt. Sein
Eisenkern kollabiert in Sekundenbruchteilen
zu einem Neutronenstern,
die Hülle wird in einer gigantischen
Supernovaexplosion abgeworfen.
Die Sonne ist ein vergleichsweise massearmer Stern.
Ihr Ende ist weniger spektakulär. Nach dem
«Heliumbrennen» - sie hat
sich fast bis auf die Größe der Erdbahn aufgebläht
- tut sich nichts mehr entscheidendes. Ihr Kern zieht
sich zu einem weißen Zwerg von
Erdgröße zusammen. In einem
farbenprächtigen Schauspiel entledigt sie sich ihrer
Hüllen. Für einige Jahrtausende bietet die Natur das
Schauspiel eines Planetarischen Nebels.