Werfen wir einen Blick in die Sonne, wortwörtlich. Nahe dem Zentrum, bei 15 Millionen Grad und einer Dichte, die die von Platin um das Siebenfache übertrifft — trotzdem ein ideales Gas (da die Teilchen keine Atome, vielmehr winzige Atomkerne)! — findet Wasserstoff«brennen» statt: Jeweils vier Wasserstoffkerne, Protonen, verschmelzen zu einem Heliumkern. Dazu müssen sich zwei Protonen in Neutronen verwandeln, etwas, das ins Reich der schwachen Wechselwirkung (also der Radioaktivität) gehört und fast nie geschieht. Deshalb lebt die Sonne so lange: Die Produktion von Deuterium (schwerer Wasserstoff) aus normalem Wasserstoff läuft auf Sparflamme. (In der klassischen Physik wäre sie sogar verboten: Um die Coulomb-Abstoßung zwischen den gleichnamig geladenen Protonen klassisch zu überwinden, müsste das Sonneninnere Milliarden Grad heiß sein, nicht bloß 15 Millionen.)
Ist der Wasserstoffvorrat im Zentrum aufgebraucht, kommt es bei einigen hundert Millionen Grad zum Helium«brennen». Drei Heliumatomkerne (Alpha-Teichen) verschmelzen zu Kohlenstoff, vier zu Sauerstoff. So funktioniert die Elementensynthese im Kosmos. Sterne erhellen nicht nur das Universum mit ihrem Licht, sie sind Elementenschmieden. Geht auch Helium zur Neige, d.h. die Asche aus dem Wasserstoffbrennen, kommt das Aus. Weitere Quellen von Kernenergie wird die Sonne nicht erschließen. Sie, die sich zu einem Riesenstern aufgeplustert hat, entledigt sich ihrer Hüllen, ein Akt der Zehntausend Jahre währt. Zurück bleibt ein Weißer Zwerg, bestehend aus, natürlich, Kohlenstoff und Sauerstoff, und nicht viel größer als die Erde. Bar jeder Möglichkeit, Energie zu erzeugen, lebt dieser Zwerg, getragen vom quantenmechanischen Entartungsdruck der Elektronen, von der Restwärme, die sich nur langsam ins All verflüchtigt. Das Tor zur Außenwelt, die strahlende Oberfläche, ist gar zu klein.
Interessanter als die Sonne (aber nicht unbedingt zu bevorzugen) sind massereiche Sterne, Sterne von vielen Sonnenmassen. Sie sind zwar selten, spielen aber dennoch eine große Rolle. Erstens erleben sie mehr. Bei ihnen ist mit dem Heliumbrennen noch lange nicht Schluss. Zweitens sind sie, da übergewichtig, nur kurzlebig. Sie dauern nur wenige Jahrmillionen. Das ist wirklich wenig im Vergleich zu den Sonnenmilliarden. Eine Milliarde sind ja Tausend Millionen.
Bei ständig steigender Zentraltemperatur laufen Kernreaktionen ab, an denen immer schwerere Atomkerne beteiligt sind. Am Schluss kommt das Siliziumbrennen. Aus dem entstehenden Eisen und Nickel kann keine Energie mehr gewonnen werden, weder durch Fusion noch durch Fission (Kernspaltung). Die Elemente der Eisengruppe sind die stabilsten Atomkerne überhaupt in der Natur. Noch kompaktere gibt es nicht und damit keine Möglichkeit, Bindungsenergie freizusetzen. Was folgt, ist schnell erzählt (aber noch schneller getan). Der Kern aus Eisen fällt in Sekundenbruchteilen (!) in sich zusammen, zu einem Neutronenstern, groß wie Berlin, aber schwerer als die Sonne. Die Wucht dieses Kollapses, unterstützt durch einen plötzlichen Neutrinoburst - bei der Umwandlung von Protonen in Neutronen fallen Neutrinos an -, macht die äußere Hülle explodieren, wobei durch Kernfusionen (schnelle Einfänge von Neutronen) alle Elemente des Periodensystems gebildet werden, bis hinauf zu den Transuranen. Der radioaktive Zerfall von Kobalt-60 in der explodierenden Hülle heizt diese noch wochenlang strahlendhell auf. Der Astronom beobachtet aus sicherer Entfernung einen Supernovaausbruch. Nebenbei bemerkt, das Eisen in Ihren roten Blutkörperchen ist beim Tode eines massereichen Sterns auf diese Art entstanden.
So viel zur Sternentwicklung und über das Sterben der Sterne.