Auch wenn der Blick an den nächtlichen Sternenhimmel eine Ahnung von Ewigkeit hervorruft: Die Lebensdauer von Sternen ist begrenzt, wobei sie je nach deren Masse stark variiert. Während unsere Sonne nach 4,6 Milliarden Jahren erst knapp die Hälfte ihres Lebens vollendet hat, sind andere, sehr viel massereichere Exemplare bereits nach wenigen Millionen Jahren erloschen.

Anfangs fusionieren im Sterninneren Wasserstoffatomkerne zu Heliumkernen. Die dabei freigesetzte Energie hält den Stern stabil. Der thermodynamische Druck wirkt nach außen der eigenen Schwerkraft entgegen. Ist der Wasserstoff im Zentrum aufgebraucht, verschmilzt Helium zu schwereren Elementen, später folgen Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon und Silizium. Bei Eisen oder Nickel bricht die Kernfusion ab, da ab einer Nukleonenzahl von ungefähr 60 bei der Fusion mehr Energie verbraucht als frei würde.

Diese Prozesse laufen umso rascher ab, je höher Temperatur und Druck im Sterninneren sind. Da diese beiden Größen mit steigender Masse der Sterne zunehmen, haben massereichere ihr Kernmaterial früher verbraucht als masseärmere. Und auch das Ende eines Sterns hängt von seiner Anfangsmasse ab. Anders als die Sonne, die einmal recht unspektakulär ihre äußere Hülle abstoßen und dann als Weißer Zwerg enden wird, explodieren Sterne von mehr als acht Sonnenmassen in einer Supernova. ...