Beginnt ein Stern sein Leben mit der Verbrennung von Wasserstoff und hat dabei mehr als acht Sonnenmassen, dann bezeichnen die Astronomen ihn als "massereich". Da die Leuchtkraft von Sternen etwa mit der vierten Potenz der Masse ansteigt, strahlen Kolosse mit 40 bis zu mehr als 100 Sonnenmassen außerordentlich hell. Bei typischen Helligkeiten von rund einer Million Sonnenleuchtkräften dominieren diese so genannten O-Sterne die Strahlungsfelder ihrer Heimatgalaxien. So fallen beim Betrachten in einer entfernten Galaxie zunächst diese massereichen Sterne auf. Ihre Oberflächentemperaturen liegen im Bereich von 50 000 Grad Celsius, und sie gehen mit ihrer Strahlungsenergie so verschwenderisch um, dass sie schon nach maximal zehn Millionen Jahren die Endphase ihrer Entwicklung erreichen. In ihrem Innern erzeugen die O-Sterne durch Fusionsprozesse schwere Elemente bis hin zum Eisen und dominieren daher die Elementverteilung in den Galaxien.

Crescentnebel NGC 6888 im Sternbild Schwan
© Dieter Beer, Patrick Hochleitner
(Ausschnitt)
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Der Crescentnebel NGC 6888 im Sternbild Schwan umgibt den Wolf-Rayet-Stern WR 136. Von ihm geht ein turbulenter Sternwind aus, der Klumpen bildet.

Auch das von den O-Sternen ausgestrahlte Licht hat es in sich: Seine Botenteilchen, die Photonen, tragen einen hohen Impuls mit sich. Daher treiben sie die oberen Gasschichten nach außen und erzeugen Sternwinde analog zum Sonnenwind, einem Strom von elektrisch geladenen Teilchen, den unser Tagesgestirn in den Weltraum aussendet. Allerdings sprechen wir hier über Winde, die rund eine Milliarde Mal stärker sind als der Sonnenwind. Masse­reiche Sterne verlieren innerhalb von rund 100 000 Jahren bis zu einer ganzen Sonnenmasse! Nun taucht jedoch ein Problem auf: Ein O-Stern von typischerweise 50 Sonnen­massen müsste sich bei einer derart hohen Verlustrate nach rund fünf Millionen Jahren auflösen. Warum sollte er dann bis zu zehn Millionen Jahre alt werden? Die Antwort lautet: "Sternentwicklung!" Die Astrophysiker fanden heraus, dass sich der Verlust von Sternmaterie auch auf den Stern selbst auswirkt, er muss dadurch seine Eigenschaften verändern.

Nachdem die O-Sterne ihren Wasserstoff verbraucht haben, verbrennen sie nun schwerere Elemente, die immer noch vorhanden sind. Die "Asche" des verbrannten Wasserstoffs, also das Helium, beginnt wiederum zu schwereren Elementen, unter anderem Kohlenstoff, zu fusionie­ren.

Vom O-Stern zum Wolf-Rayet-Stern

Auf dem Weg vom Wasserstoff- zum Kohlenstoffbrennen hat sich aus dem Wasserstoff fusionierenden O-Stern ein Helium fusionierender "Wolf-Rayet-Stern" entwickelt, der einen so starken und optisch dichten Sternwind erzeugt, dass seine Oberfläche nicht mehr sichtbar ist. Wolf-Rayet-Sterne brauchen ihren Brennstoff rasend schnell auf, innerhalb von nur wenigen hunderttausend Jahren. Deshalb gibt es nicht viele von ihnen: In unserer Galaxis finden sich nur knapp 300.

Der Nebel Sharpless 308 im Großen Bären
© Don Goldmann
(Ausschnitt)
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Der Wind des Wolf-Rayet-Sterns WR 6 (Bildmitte) schuf den prächtigen Nebel Sharpless 308. WR 6 befindet sich im Sternbild Großer Hund und ist 6,9 mag hell.

Ihre Sternwinde strömen nicht ungestört nach außen: Sie bilden turbulente Verdichtungen, die sich als Klumpen beob­achten lassen und wesentlich zu den Dichteschwankungen des interstellaren Mediums beitragen. Und genau diese Dichteschwankungen und Turbulenzen veranschaulicht das Bild des Crescentnebels.

Ein glatt ausströmender Wind gibt keine Information über sein Ausströmverhalten preis. Doch die Verdichtungen turbulenter Winde lassen sich spektroskopisch untersuchen, und somit liefern die Klumpen des Crescentnebels wertvolle Hinweise darauf, wie sich der Wind mit zunehmendem Abstand zum Stern entwickelt. Da die Klumpen mit dem Sternwind nach außen strömen, dienen sie als Markierung. Diese Verdichtungen liefern auch Informationen über die Menge ausströmenden Materials, die Massenverlustrate. Aus diesen Gründen ist die Klumpenbildung für die Astronomen ein Glücksfall.

Explosives Ende

Im Sterninnern verläuft die Fusion bis zum Endprodukt Eisen. Allerdings sinken die Effi­zienz und die Dauer der Brennprozesse mit steigender Ordnungszahl der Elemente. Ist der Zustand eines Eisenkerns erreicht, dann steht kein weiterer Brennstoff zur Verfügung, der Energie liefern kann. Der Stern erlischt, die verschiedenen Schichten fallen in sich zusammen und bilden unter enor­mem Druck eine extrem dichte Zentralregion. Hier werden die Elektronen in die Atomkerne hineingedrückt und verbinden sich mit den dortigen Protonen zu Neutronen. So entsteht ein kompaktes neutronenhaltiges Zentrum. Von außen einstürzendes Material stößt elastisch dagegen und wird nach außen zurückgeworfen – wir beobachten eine Supernova, die einen Neutronenstern hinterlässt.