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Für die Entwicklung eines Sterns ist die Masse am entscheidensten. Sie bestimmt, welchen Weg er einschlägt und welches Endstadium er erreicht.
Besonders massearme Sterne haben ein Problem: die eigene Entartung. Entartung tritt auf, sobald Materie eine bestimmte Dichte erreicht hat. Hier werden nämlich die Elektronen der Atome immer weiter zusammengedrängt, so daß sie bald nahezu den gleichen Raum einnehmen. Ein quantenmechanisches Prinzip, das sogenannte Pauli-Verbot, besagt aber, daß zwei Elektronen nicht den selben Quantenzustand einnehmen dürfen. Ein Quantenzustand ist definiert als ein bestimmter Ortsbereich und ein bestimmter Geschwindigkeitsbereich. Daraus folgt, daß Elektronen, die fast am selben Ort sind, sich mit sehr unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen müssen, ganz gleich, welche Temperatur herrscht. Elektronen sind aber bei dieser dichten Materie für den Druck verantwortlich, da sie sich viel schneller bewegen als die Atomkerne.
Während also bei normaler Materie der Druck sinkt, sobald sie abgekühlt wird, ist dies bei entarteter Materie nicht der Fall. Komprimiert man einen Stern aus entarteter Materie, so wird er nicht wärmer, wie dies sonst der Fall wäre, sondern sogar kälter. Wenn also ein Stern eine sehr kleine Masse hat, so wird er zuerst wie ein normaler Stern kontrahieren und dabei seine Innentemperatur erhöhen, jedoch noch bevor sie hoch genug ist, um eine Kernfusion zu starten, wird er entarten und damit die Temperatur wieder sinken. Solche Sterne nennt man braune Zwerge, und sie haben eine Masse von höchstens 0,08 Sonnenmassen.
Sterne mit höherer Masse können die Wasserstoffverbrennung starten, ohne zu entarten. Sie durchlaufen die Wasserstoffverbrennung ganz normal, doch sobald sie an deren Ende angelangt sind, haben sie eine neue Hürde vor sich: sie haben sich zu Roten Riesen entwickelt und bestehen aus einem Kern aus ionisiertem Helium, der von einer aufgeblähten Wasserstoffhülle umgeben ist. Dieser Kern muß nun wieder eine kritische Temperatur erreichen, um die Heliumverbrennung zu zünden, ohne zu entarten, während er von der immer noch mit der Wasserstoffverbrennung beschäftigten Schale mit mehr und mehr Helium versorgt wird. Der Kern muß eine Masse von 0,35 Sonnenmassen aufweisen, um die Heliumfusion in Gang zu bringen, wodurch bei vielen Roten Riesen ein Wettlauf entsteht: was tritt zuerst ein, Entartung oder Heliumfusion?
Massearme Sterne verlieren den Wettlauf. Der Kern ist hier entartet, bevor er 0,35 Sonnenmassen erreicht, die Masse steigt durch die Hülle weiter auf 0,45 Sonnenmassen. Hier zündet auch bei entartetem Helium eine Fusion, die jedoch dramatische Konsequenzen hat: bei einem normalen Kern würde sich der Kern nun aufgrund der höheren Temperatur ausdehnen, nicht jedoch bei einem entarteten. Hier bleibt der Druck und damit auch die Ausdehnung unabhängig von der Temperatur konstant. Die Temperatur beschleunigt nur die Heliumfusion, was schließlich förmlich zu einer Explosion führt, dem sogenannten Helium-Flash. Hier können große Teile der Sternmasse in den Weltraum geschleudert werden. Um diesem Schicksal zu entgehen, muß ein Stern eine Anfangsmasse von mindestens 2 Sonnenmassen haben.
Dieses Risiko gibt es nun beim Einleiten jeder neuen Brennphase. Sobald ein Kern aber mehr als 1,4 Sonnenmassen hat, kann er jede nur denkbare Brennphase erreichen. Da massereichere Sterne grundsätzlich auch massereichere Kerne entwickeln, kann man ihre Endstadien anhand ihrer Anfangsmasse einteilen.
Endstadium Anfangsmasse in Sonnenmassen
Brauner Zwerg 0 bis 0,08
Weißer Zwerg 0,08 bis 8
Neutronenstern 8 bis 20
Schwarzes Loch 20 und darüber
Selbstverständlich gibt es auch bei diesen Endstadien noch unterschiedliche Möglichkeiten der Entwicklung.
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