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Der komplexe Lebenszyklus eines Sterns wird von der Kernreaktion bestimmt. Kurz nach seiner Geburt aus einer Bok- Glo- bule und mit Beginn der Kernfusion in sei- nem Inneren erscheint j eder Stern in der Nahe der Hauptreihe. Der genaue Ort ist abha.ngig von seiner Masse. Sehr kleine Sterne mit etwa einem Viertel Sonnenmasse treten als rote Zwerge vom M Typ auf. Die massereichere Sonne begann ihr Leben auf der Hauptreihe weiter oben, noch schwerere Sterne sogar erst an deren Ende. Alle Sterne verbringen den groessten T\'eils ihres Lebens auf der Hauptreihe, dabei verandern sie, solange ihr Wasserstoffvorrat anhaelt, ihre Position nur geringfueig. Im Sterninneren entsteht derweil ein gro- sser Kern aus nicht reaktionsfahiger \"Helium- asche\". Wahrend die aeussere Wasserstoffhuelle noch \"brennt\", zieht sich dieser Kern zusam- men, seine Temperatur steigt. Jetzt verlaesst der Stern die Hauptreihe.
Die Lebenserwartung eines Sterns sowie seine Position auf der Hauptreihe haengen von seiner Ma,sse ab. Ein schwacher roter Zwerg entwickelt sich so langsam, dass er 2 00 Milliar- den Jahre braucht, bis er die Hauptreihe ver- laesst; die Sonne wird sie nach etwa 20 Milliar- denjahren verlassen . Hat seine Entwicklung einen sonnenahnli- chen Stern von der Hauptreihe weggefuhrt, expandierterbis zum 50fachen seiner bisheri- gen Groesse. Ab dann kuehlt er ab, wird roeter und bewegt sich im HRD daher nach rechts. Mit zunehmender Groesse strahlt er heller, so dass er seine Position im HRD nach oben verla- gert. Es entsteht ein roter Riese. Zu dieser 7eit besteht das Sterninnere hauptsachlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die aus der Verbrennung von Helium hervor- gingen (S. 82-83). Der Stern erreicht seinen letzten Lebensabschnitt. Zunachst nimmt der Energieausstoss ab, und der Stern schrumpft. Das Sterninnere dehnt sich jedoch nochmals aus , so dass der Stern fur kurze Zeit abermals zu einem roten Riesen wird. Doch ploetzlich tritt eine Verandenlng ein: Die in Kernnahe ent- standene Energie stoesst die aeussere Huelle ab, der Stern wird vorubergehend von einem Gasmantel umgeben: Ein planetarischer Nebel ist entstanden. Anschliessend beginnt der Stern zu schrumpfen, bis nur noch ein superdichter Kern uebrigbleibt, in dessen aeusseren Bereichen immer noch Kernfusion stattfindet. Der Stern endet als weisser Zwerg, der langsam auskuehlt und verblasst (S. 88-8j) . Nach dem Eintritt in die Hauptreihe braucht ein sonnenahnlicher Stern etwa zehn Milliar- denJahre, um das Stadium eines roten Riesen zu erreichen. Massereichere Sterne leben kuer- zer, da die Kernfusion hier mit hoeherer Inten- sitaet ablauft. Sterne mit funffacher Sonnen- masse brauchen nur 70 Millionen Jahre, Sterne mit 1.5facher Sonnenmasse sogar nur zehn MillionenJahre, um sich zu roten Riesen zu entwickeln .
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