Ende eines Sternenlebens

Zusammenfassung

In diesem Kapitel betrachten wir die Entwicklung der Sterne nach dem Wasserstoffbrennen und dem Verlassen der Hauptreihe. In Abschn. 2.1 behandeln wir zunächst das Heliumbrennen, denn das in Überschuss produzierte Helium beginnt im Kern einen eigenen Fusionsprozess, welcher nicht nur weiter Energie für den Stern liefert, sondern auch die Elementenküche des Universums mit neuen und wichtigen Bausteinen anreichert. Wie bei der Geburt wird auch das Ende der Sterne von ihrer Masse bestimmt. So zeichnen wir in Abschn. 2.2 zunächst die Endphasen massearmer Sterne bis $3\; \mathcal{M}_{\odot}$, zu denen auch unsere Sonne zählt, ehe wir in Abschn. 2.4 das Schicksal massereicher Sterne skizzieren. Zum Abschluss dieses Kapitels fassen wir die erarbeiteten Ergebnisse kompakt zusammen.