Sterne sind keine ewigen Lichter – sie leben, altern und sterben. Wie lange ein Stern lebt, hängt fast allein von seiner Masse ab: Leichte Sterne brennen langsam und leben Hunderte von Milliarden Jahren. Schwere Sterne verbrennen ihren Brennstoff in wenigen Millionen Jahren und enden spektakulär als Supernova.
Die Hauptreihe ist der stabile Abschnitt, in dem ein Stern Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die Leuchtkraft steigt steil mit der Masse: L ~ M³·⁵ (ein Stern doppelt so schwer wie die Sonne leuchtet 11-mal heller). Danach wird der Kern zu Helium, der Stern schwillt zum Riesenast an. Unter 8 Sonnenmassen: planetarischer Nebel und Weißer Zwerg. Darüber: Supernova, Neutronenstern oder Schwarzes Loch.
Die Masse-Leuchtkraft-Relation L ~ M³·⁵ folgt aus dem Druckgleichgewicht (Hydrostase) und dem Strahlungstransport im Inneren. Die Lebensdauer ergibt sich aus der Kernbrennstoffmenge (E = ε·M·c²·η, η ≈ 0,007 für H→He) geteilt durch die Leuchtkraft. T_eff folgt aus dem Stefan-Boltzmann-Gesetz: L = 4πR²σT⁴. Der stellare Endzustand hängt von der Chandrasekhar-Grenze (1,44 M☉ für Weiße Zwerge) und der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (~3 M☉ für Neutronensterne) ab.
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