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Die meisten Objekte am Nachthimmel - ausserhalb von grossen Städten und weit weg von Flughäfen - sind Sterne. Mit blossem Auge kann man bei besten Bedingungen etwa 6000 davon sehen (das heisst weit weg von (Flut-)Lichtanlagen aller Art und mit klarer Luft). Schon eine kurze Beobachtung zeigt uns einige Dinge:
Aus der Antike haben wir die Sternzeichen geerbt. In der Astronomie
haben die Sternzeichen lediglich die Aufgabe einer Richtungsangabe.
Die hellsten Sterne werden immer noch oft mit einem griechischen
Buchstaben und dem Genitiv des lateinischen Namens bezeichnet, zum
Beispiel 
Lyrae oder beta Geminorum. Diese Einteilung geht
auf Johann Bayer zurück, der sie 1603 in seinem Werk Uranometria
einführte. Eine andere Nummerierung, die vor allem für die Sterne
verwendet wird, die keinen griechischen Buchstaben ,,abbekommen``
haben, wurde von John Flamsteed eingeführt. Er ordnete die
mit blossem Auge sichtbaren Sterne innerhalb der Sternbilder von West nach
Ost. Joseph Lalande versah sie dann mit Nummern, z.b. 61 Cygni.
Manche der hellsten Sterne, in der Regel solche der ersten
Grössenklasse, haben eigenen Namen.
Zum Beispiel ist der Name von
Lyrae, des hellsten Stern
im Sternbild Leier, Wega. Die meisten dieser Namen stammen aus dem Arabischen.
Ursprünglich sollten die Sterne nach der Reihenfolge der Buchstaben
des griechischen Alphabets nach abnehmender Helligkeit geordnet sein.
Allerdings wurde diese Einteilung mit blossem Auge und nicht mit
einem Messgerät durchgeführt (solche gab es bis vor kurzem ja
nicht), und zum anderen hat sich die Helligkeit von einigen Sternen in
der Zwischenzeit auch verändert. Ein Beispiel sind die beiden
hellsten Sterne des Sternbild Zwillinge, Castor und Pollux. Castor,
Geminorum, hat eine scheinbare Helligkeit von 1.5 mag und
ist somit um 0.4 mag schwächer als 
Geminorum, Pollux, mit
1.1 mag. Man erinnere sich daran, dass die Einteilung der Magnituden
so vorgenommen wurde, dass 1 mag die Klasse der hellsten Sterne war
und 6 mag die der schwächsten mit blossem Auge erkennbaren. Auch
die moderne Definition hält an dieser Einteilung fest: kleine Zahl hell,
grosse Zahl dunkel (negative Zahlen sind noch heller).
Offensichtlich sind Sterne unterschiedlich hell. Woran kann das liegen? Wenn alle Sterne gleich hell sind, dann können sie verschieden weit weg sein, oder zwischen ihnen und uns liegt eine Art Nebelschleier. Oder sie sind unterschiedlich hell. Es ist alles zusammen der Fall, wie wird sehen werden.
Auch die Farben werden genauer im folgenden Absatz behandelt.
Beginnen wir mit den Helligkeiten der Sterne. Wie bereits erwähnt, sind die Sterne nicht gleich hell. Von der Erde aus können wir nur ihre scheinbare Helligkeit messen. Ihre tatsächliche Helligkeit kennt man erst einmal noch nicht. Man kann aus der scheinbaren Helligkeit die tatsächliche bestimmen, wenn man die Entfernung zum Stern kennt (und annehmen darf, dass es keine Gas- oder Staubnebel zwischen uns und dem Stern gibt, der Licht verschluckt; das Verschlucken nennt man Extinktion). In der Astronomie hat man die absolute Helligkeit eingeführt. Das ist die Helligkeit, unter der ein Stern in einem Abstand von 10 pc ohne Extinktion erscheint. Die Sonne hat zum Beispiel eine scheinbare Helligkeit von -26.7 mag, und eine absolute Helligkeit von 4.87 mag. Das bedeutet, schon in 10 pc Entfernung wäre die Sonne nur noch ein schwaches Sternchen am Himmel.
Noch immer werden in der Astronomie viele Angaben von Helligkeiten in
diesen alten Einheiten der Magnituden oder mag angegeben. Eine
bessere, physikalisch aussagekräftigere Grösse ist die
Leuchtkraft. Das ist die (Strahlungs-)Leistung der Sonne oder
eines Sterns. Die Sonne hat eine Leistung von
W (W
ist die Abkürzung für Watt). Da so grosse Zahl sehr unhandlich
sind, gibt man Helligkeiten von Sternen meistens in Einheiten der
Sonnenleuchtkraft 
an. Ein Stern mit 2
ist
somit doppelt so hell wie die Sonne, einer mit 0.1
hat nur
ein Zehntel der Strahlungsleistung der Sonne.
Wenn wir noch nicht mehr wissen (speziell keine Entfernungen zu den Sternen haben), könnten wir jetzt immerhin schon, ein Teleskop und eine Kamera vorausgesetzt, scheinbare Helligkeiten messen. Im nächsten Schritt wollen wir die Farben berücksichtigen. Wir könnten einen Farbfilter vor oder im Teleskop unterbringen, und eine Aufnahme machen. Und das Spiel mit einem anderen Filter in einer anderen Farbe wiederholen. Gut ist eine Wahl von Filtern, die verschiedene Wellenlängenbereiche austesten. Bildlich gesprochen, die im Regenbogen weit auseinander liegen, also zum Beispiel Blau und Rot. Orange und Rot sind nicht sehr effektiv für diese Aufgabe, weil sie nahe beieinander liegen, und der Himmel in diesen beiden Farben fast gleich aussieht.
Wenn wir Blau und Rot gewählt haben, und damit Bilder gemacht haben, werden wir feststellen, dass die beiden Aufnahmen sehr unterschiedlich aussehen (nehmen wir an, wir hätten einen Schwarz/Weissfilm verwendet). Die Sterne, die auf dem ,,blauen`` Bild hell sind, sind auf dem ,,Roten`` dunkler und umgekehrt. In der Abbildung 3.1 wird der Zusammenhang dargestellt. Die Farbe wird vor allem von der Temperatur beeinflusst (auch andere Faktoren spielen eine Rolle, z.B. die Metallizität, bzw. die chemische Zusammensetzung des Sterns). Je heisser ein Stern ist, desto mehr ist seine Farbe ins Blaue verschoben. Kühle Sterne sind rot. Das wird durch die weisse Linie angedeutet.
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Wenn man das Bild 3.1 genauer ansieht, dann könnte man meinen, dass alle hellen Sterne blau sein müssten, denn die blauen Sterne haben die grösste Intensität. So könnte man erwarten, dass sie auch die grösste Leuchtkraft haben. Das ist nicht der Fall, denn die Leuchtkraft hängt nicht nur vom Strahlungsfluss ab (der ist von der Temperatur des Sterns abhängig), sondern auch von der Fäche des Sterns. Das ist auch anschaulich klar. Grosse Sterne können also auch sehr hell sein.
Mit unseren Farbfiltern haben wir einen Teil des elektromagnetischen Spektrums herausgenommen. Die rechte Abbildung von 3.1 zeigt dies mit den hell umrandeten Rechtecken (ideale Farbfilter sind ,,Rechtecke``; im echten Leben haben die Filter keine senkrechten Kanten, sondern solche wie ein Abbildung 3.2). Der blaue Filter in der rechten Abbildung 3.1 liegt genau um das Maximum des heissen Sterns, der rote um das des kühlen Sterns. So gesehen, verstärkt man mit Farbfiltern die tatsächliche Farbe des Sterns (zumindest derer, die genau in dem Filter ihr Maximum haben). Der mittlere Stern würde mit unseren beiden Filtern etwa gleich hell sein, denn seine Intensität, die im Bereich des blauen Filters liegt, ist zwar höher, aber der rote Filter ist breiter, und sammelt somit mehr Photonen mit verschiedenen Wellenlängen.
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In der Astronomie verwendet man heute genau definierte Sätze von Filtern, die auf spezielle Eigenschaften hin optimiert wurden. Ein bekanntes Set ist das UBV-System von Johnson und Morgan (U wie Violett, B wie Blau und V wie Gelbgrün oder Visuell). Erweiterungen dieses Systems gibt es mit R wie Rot und I wie Infrarot, J und K. Auch die beiden letzten sind im Infraroten. Dementsprechend spricht man oft von B-Helligkeiten oder Aufnahmen in V.
In der Astronomie macht man nur noch wenig Aufnahmen mit Fotokameras, aber viele mit CCDs. Das hat den Vorteil, dass man leicht Aufnahmen in digitaler Form in den Computer bringt, und mit diesem quantitative Analysen machen kann. So kann man mit dem Computer die blaue und die rote Aufnahme von einander abziehen, und bekommt ein Differenzbild (B-R). Eine solche Differenz nennt man Farbindex, leider manchmal auch Farbe, was eigentlich dem Farbband, z.B. V, vorbehalten sein sollte. Mit solchen Daten kann man Farben-Helligkeitsdiagramme machen, in welchen man von vielen einzelnen Sternen gemessene z.B. (B-R) gegen B aufträgt. Eine weitere Variante sind Zweifarbendiagramme, in welchen man zwei Farben gegeneinander aufträgt, z.B. (B-V) gegen (U-V). Die rechte Abbildung 3.2 zeigt ein Beispiel.
Wenn wir mehr Informationen haben wollen, müssen wir die Spektroskopie zu Hilfe nehmen. Mit Spektrografen können wir Spektren von Sternen aufnehmen, und deren spektrale Energieverteilung und Absorptionslinien analysieren. Damit lassen sich Sterne dann in Spektralklassen einteilen. Die Buchstaben, mit welchen auch heute noch die einzelnen Spektralklassen benannt werden, stammen vom ersten systematischen Versuch, eine physikalische Klassifizierung vorzunehmen. Dieses Vorhaben wurde am Harvard College Observatory mit finanzieller Unterstützung von Henry Draper unternommen und 1890 veröffentlicht. Das ursprüngliche Schema hatte die Klassen A-Q und war nach der Stärke der Wasserstofflinien angeordnet (A mit den stärksten Balmer-Linien, Q mit den schwächsten). Die heutige Reihenfolge basiert auf der Erfahrung, dass nicht die Stärke der Wasserstofflinien den physikalischen Hintergrund bildet, sondern die Temperatur der Sterne. Die Wasserstofflinien treten nur bei einer bestimmten Temperatur am stärksten auf. Bei anderen Temperaturen dominieren andere chemische Elemente, zumindest im Bereich des sichtbaren Lichtes, auf den wir uns im Moment konzentrieren. In anderen Wellenlängenbereichen würde unsere Einteilung ganz anders aussehen.
Die moderne Spektralklassifikation ist also eine Temperatursequenz und von den einstmaligen Klassen sind noch die folgenden Spektraltypen übrig geblieben:
Die früher noch gebräuchlichen Klassen R und N wurden durch die Karbonsterne mit der Bezeichnung C0 bis C9 ersetzt. Sie entsprechen im Temperaturbereich den G4 bis M Sternen. Weitere Zusätze geben zusätzliche Informationen:
Jetzt wissen wir genug, um ein Hertzsprung-Russell-Diagramm, kurz HRD, ansehen zu können. In diesem für die Stellarphysiker zentralen Diagramm wird die Leuchtkraft gegen die Temperatur bzw. den Spektraltyp eines Sterns angetragen. Abbildung 3.3 zeigt ein solches Diagramm. In solchen HRDs ist jeder Stern ein Punkt. Meistens werden HRDs für bestimmte Gebiete wie der Sonnenumgebung, eines Sternhaufens, einer Region, ...erstellt. Auch in der theoretischen Astrophysik werden oft HRDs erstellt, wobei Entwicklungspfade von Sternen bzw. von Modellen aus Sternentwicklungsrechnungen eingetragen werden.
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Sterne entstehen aus interstellaren Gas- und Molekülwolken. Es sind die gleichen Wolken, die die Sicht auf Teile des Milchstrassenbandes behindern und daher auch Dunkelwolken genannt werden. Diese Gebilde enthalten häufig Gasmassen von mehreren tausend Sonnenmassen. Sie können über sehr lange Zeit ohne grössere Veränderungen überleben, gestützt durch Gasdruck gegen die Eigenanziehungskraft. Unter bestimmten Umständen aber kann die Wolke instabil werden, das heisst, sie kann sich zusammenziehen (kontrahieren). Oft wird dabei aber das Gas erwärmt durch die Kompression, und das bewirkt einen höheren Gasdruck, so dass die Kontraktion meist wieder gestoppt und ausgeglichen wird. Allerdings sind auch Mechanismen am Werk, die die Aufheizung des Gases verhindern, und so die Wolke zum Kollaps bringen können.
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Während des Kollaps beginnt die Wolke zu fragmentieren, sich also in kleinere Bruchstücke aufzuteilen (siehe linke Abbildung 3.4). In der Regel sind die Wolken ja nicht völlig homogen, also gleichmässig aufgebaut, sondern klumpig. Diese Klumpungen verstärken sich während des Kollaps. Diese Klumpen, man nennt sie Globule, bilden in ihren Zentren dichte Materieballungen, die von einer sich drehenden Wolke umgeben sind. Im Orionnebel kann man mit dem Hubble Space Telescope (HST) solche Globulen beobachten. Die Drehung der Wolke beschleunigt sich, wenn die Wolke schrumpft, aufgrund der Drehimpulserhaltung (Pirouetteneffekt, siehe rechte Abbildung 3.4). Aufgrund der Drehung kann das Gas nicht frei der Anziehungskraft des dichtesten Bereichs im Zentrum folgen und fällt in eine Scheibe. Sobald die Temperatur und Dichte im Zentrum des Sterns ausreicht, wird die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium gezündet und der Protostern verstärkt seine Energieabgabe. Aus der Scheibe können sich Planeten oder weitere Sterne bilden. Viele Sterne haben Begleiter, sind also Doppelsterne oder sogar Mehrfachsternsysteme. Offensichtlich die meisten Sterne entwickeln für einige Zeit einen Jet, das ist ein Materieausstrom entlang der Rotationsache (siehe Abbildung 3.5). Diese Phase beobachtet man bei den sogenannten Herbig-Haro-Objekten. Der erhöhte Strahlungsdruck beginnt das Gas in der Umgebung des Sterns wegzublasen und aufzuheizen, wodurch es - ähnlich dem Gas in Leuchtstoffröhren - zum Leuchten angeregt wird. Die vormals dunkle Wolke beginnt von Innen zu leuchten. Dieses Schauspiel kann man bei vielen H II-Regionen wie dem Orionnebel oder dem Adlernebel bewundern. Schliesslich ist das Gas aus der Umgebung der Sterne weggeblasen, und aus einem Teil der ursprünglichen Wolke wurde ein Sternhaufen oder eine Assoziation. Die Sterne sind nun auf der Hauptreihe im HRD zu finden.
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Für das weitere Schicksal der Sterne ist ihre Masse der wichtigste
Parameter. Sterne haben Massen von 0.07 Modot bis etwa 100 Modot.
Die letzteren sind sehr selten; generell gilt, je kleiner die Masse,
desto häufiger. Massereiche Sterne mit mehr als 1 
haben
höhere zentrale Temperaturen und können dadurch ihre Energie mit dem
effizienteren CNO-Zyklus anstatt über die p-p-Kette gewinnen. Darum
leuchten sich deutlich heller: die Leuchtkraft nimmt mit mehr als der
dritten Potenz der Masse zu. Doppelt soviel Masse ergeben nach der
Masse-Leuchtkraft-Relation als eine mehr als achtmal grössere
Leuchtkraft. Handkehrum sind diese Sterne viel grosszügiger mit
ihren Brennstoffreserven und damit früher am Ende derselben, im
ersten Schritt Wasserstoff, angelangt. Bei den massereichen Sternen
ist das allerdings noch nicht der Endpunkt: sie können weitere
Fusionszyklen starten, und die Asche des ersten Schrittes, das
Helium, über den sogenannten Triple-
Prozess zu Kohlenstoff
und Sauerstoff verbrennen. Diese Phase ,,kostet`` eine höhere
Zentraltemperatur, setzt aber insgesamt weniger Energie frei als das
zentrale Wasserstoffbrennen. Der Stern wird mit Einsetzen der neuen
Fusion heller, aber diese Phase ist deutlich kürzer als die des
Wasserstoffkernbrennens. Die Wasserstoffbrennzone frisst sich in
einer Schale weiter nach aussen. Der Stern bläht sich dadurch auf,
wodurch die Oberfläche kühler, also röter wird. Tendenziell
wandert der Stern im HRD nach oben und nach rechts. Allerdings
können die Sterne durch das Zünden von weiteren
Fusionsprozessen im Kern und in den Brennschalen Schlaufen nach links
(in die ,,blaue`` Zone) im HRD durchlaufen. Aufgrund des starken
Sternwindes bläst der
Stern einen grossen Teil seiner Hülle ab. Eine extreme Form davon
sind die Wolf-Rayet-Sterne. Die massereichsten Sterne können
während ihres kurzen Lebens etwa 80 % ihrer Masse abblasen. Am Ende
steht eine Supernovaexplosion, nachdem im Kern Eisen gebildet wurde.
Eisen besitzt den stabilsten Atomkern und kann nicht mehr weiter
verschmolzen werden, sofern nicht Energie zugeführt würde. Eine
solche Energiequelle hat der Stern aber nicht.
Darum versiegt die Energiequelle im Kern, und
der Eigenanziehungskraft kann kein thermischer Druck mehr
entgegengesetzt werden. Der Kern des Sterns kollabiert und nach sehr
heftigen und komplizierten Reaktionen explodiert er
schliesslich. Es bleibt ein {\em Remnant}, ein Neutronenstern oder ein
Schwarzes Loch und eine zu Beginn mit etwa 10000 km/s expandierende
Gasschale. Supernovae können für einige Tage so hell werden wie eine
mittlere Galaxie bzw. 10 Milliarden Sterne.
Masseärmere Sterne wie die Sonne gehen bescheidener mit ihrem Brennstoff um, und so werden sie statt nur einiger Millionen Jahre wie ihre massereichen Verwandten mehrere Milliarden Jahre alt. Die Sonne hat eine Lebenserwartung von 10 Mia Jahren und ist jetzt etwa halb so alt. Wenn der Wasserstoff im Kern langsam aufgebraucht ist, wandern die Sonnenähnlichen von der Hauptreihe weg nach rechts oben auf den Riesenast. Sie blähen sich dabei bis etwa zum hundertfachen Druchmesser auf, wodurch die Oberfläche stark abkühlt. Die Sonne wird ein Roter Riese. Wahrscheinlich kann die Sonne (und vergleichbare Sterne) einen Helium-Flash zünden, bei dem relativ kurz und heftig das Helium im Kern eine Fusion zu Kohlenstoff startet. Dadurch kann der Stern destabilisiert werden und die Hülle verlieren. Der Kern kontrahiert zu einem Weissen Zwerg von der Grösse der Erde, und eventuell entsteht ein Planetarischer Nebel (PN), der für einige tausend Jahre sichtbar ist. Der Weisse Zwerg hat zu Beginn eine Temperator von etwa 100000 K und kühlt auf einer Zeitskala von Milliarden Jahren aus, da ihm keine Energiequelle mehr zur Verfügung steht. Er endet als ein Art dunkler Kristallkugel.
Ganz massearme Sterne brennen praktisch ,,ewig``, d.h. eine Billion Jahre, und versiegen am Ende einfach ohne grosse Ereignisse. Sie kühlen aus und werden unsichtbar.
In den Abbildungen 3.6 sind die
Grössenverhältnisse für einen Hauptreihenstern, einen Roten
Riesen, einen Weissen Zwerg, und einem Weissen Zwerg, einem
Neutronenstern und dem Schwarzschildradius eines Schwarzen Loches von
jeweils 1
dargestellt.
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Es gäbe eine Reihe interessanter Sterntypen, die man im Detail betrachten könnte, was allerdings den Rahmen dieses Skripts sprengen würde. Zu vielen findet man in der (populären) Literatur Ausführungen. Eine der seltener beschriebenen Sorten sind die Neutronensterne, weshalb sie hier ausgewählt wurden.
Um ,,Neutronensterne``, einer der drei Arten von Sternleichen, verstehen zu können, müssen einige Grundlagen der Physik der Kerne und Teilchen vorangestellt werden, so abschreckend das klingen mag: Alle uns bekannten Materialien lassen sich in kleinere Bruchstücke zerlegen, und diese wieder in kleinere Teile, und so weiter. Letztlich gelangt man zu den Molekülen, die aus den Atomen aufgebaut sind. Diese Bruchstücke sind viel zu klein, als dass man sie mit gewöhnlichen (Licht-)Mikroskopen anschauen könnte.
Die Reise in die mikroskopische Welt ist noch nicht beendet: Die Atome bestehen aus einer Hülle, die aus den sogenannten Elektronen aufgebaut ist, und einem Kern, der aus Protonen und Neutronen besteht. Und sogar die beiden letzten sind noch nicht das letzte Ende: Mit grossen Teilchenbeschleunigern kann man nachweisen, dass die Nukleonen, wie man Proton und Neutron zusammenfassend bezeichnet, aus drei Quarks bestehen. Insgesamt kennt man heute 6 verschiedene Arten von Quarks, die zu je 3 Zweierfamilien zusammengefasst werden, wie in Abbildung 3.7 gezeigt ist.
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Aus diesen Quarks kann ein ganzer Zoo von Teilchen aufgebaut werden. Alle diese Teilchen nennt man Hadronen. Diejenigen, die aus 2 Quarks bestehen, nennt man Mesonen, die aus drei Quarks bestehenden Baryonen. Die Mesonen gehören zur Klasse der Bosonen, die Baryonen gehören zu den Fermionen. Die Fermionen besitzen bestimmte Eigenschaften, aufgrund derer Neutronensterne existieren können.
Damit ist der Ausflug in die Winzigkeit vorerst beendet und es geht nun um die grössten Sterne, genauer um die massereichsten oder anders ausgedrückt, die schwersten. Diese Art von Sternen sind bekannt als die Vorgänger von Supernovae, gigantischen Explosionen, die das Ende des Lebens dieser Giganten markieren.
In diesen Sternen wird der Wasserstoff im Kernbereich in kurzer Zeit verbraucht. Kurze Zeit bedeutet einige Millionen bis etwa 100 Millionen Jahre. Der Wasserstoff wird zu Helium verbrannt, ein Prozess, der unter dem Namen Wasserstoffusion bekannt ist. Dabei werden vier Wasserstoffteilchen zu je einem Heliumatom verschmolzen. Die bei diesem Prozess freiwerdende Energie lässt die Sterne leuchten, auch unsere Sonne.
Nach Erschöpfung des Wasserstoffvorrates verbrennen diese massiven Sterne die ,,Asche``, das Helium, zu Kohlenstoff und Sauerstoff, und später wiederum diese zu Silizium und das schliesslich zu Eisen. Das Eisen kann nicht weiter verbrannt werden, weil es den stabilsten Atomkern aller Elemente hat, und der Stern jetzt Energie aufwenden müsste, um das Eisen zu noch schwereren Stoffen umzuwandeln. Dazu ist er allerdings nicht in der Lage. Abbildung 3.8 zeigt einen solchen Stern im Endstadium.
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Jeder Stern ist im Gleichgewicht zwischen der Eigenanziehungskraft und einem Gegendruck. Die Eigenanziehungskraft (Schwerkraft) versucht, den Stern zusammenzuziehen. Dem entgegen wirkt bei den normalen Sternen ein thermischer Gegendruck, also ein Druck, den die heissen Teilchen im Kern auf die darüberliegenden kälteren Schichten ausüben. Im wesentlichen entspricht das dem Prinzip vom Schnellkochtopf: Man gibt Wasser in den Topf und erhitzt es. Dadurch entsteht heisser Wasserdampf und der Druck im Topf steigt, weshalb der Stöpsel immer weiter herausgedrückt wird. Nimmt man den Topf von der Heizplatte, sinkt der Druck und der Stöpsel sinkt wieder.
Genauso verhalten sich die Sterne. Sobald im Kern keine Hitze mehr erzeugt werden kann, nimmt der Druck ab. Die Schwerkraft gewinnt die überhand und zieht den Kernbereich zusammen: der Kern des Sterns kollabiert.
Dieser Kollaps geht solange, bis sich wieder ein Gegendruck aufbauen kann. Allerdings kann das keiner sein, zu dem eine Energieerzeugung nötig ist, da alle verfügbaren Brennstoffe im Kern bereits verbraucht sind.
Weisse Zerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher entstehen alle nach diesem Schema. Sie unterscheiden sich nur dadurch, dass sie verschiedene Mechanismen finden, die den Gegendruck aufbauen. Weisse Zwerge haben die sogenannte Elektronenentartung, Neutronensterne die Neutronenentartung und Schwarze Löcher gar nichts.
Was passiert im Kern des Sterns beim Kollaps? Die Materie wird zusammengepresst. Dadurch werden Elektronen in die Atomkerne gepresst und können dort Protonen in Neutronen umwandeln (siehe Abbildung 3.9. Die Atomkerne bekommen immer mehr Neutronen und verlieren Protonen. Derweil ziehen sich die inneren Teile des Sterns immer weiter zusammen, und die Dichte steigt weiter an. Ab einer gewissen Dichte beginnen die Neutronen, aus dem Atomkern ,,herauszutropfen``, weswegen man dies als Dripdichte (von engl. drip - tropfen) bezeichnet (die Dripdichte liegt bei 280000 Tonnen pro Kubikzentimeter). Schliesslich ist der Kern des Sterns soweit zusammengepresst, dass die Dichte derjenigen von Atomkernen entspricht. Nun lösen sich die letzten noch verbliebenen Atomkerne auf. Übrig bleibt eine ,,Suppe`` aus Neutronen, einigen Protonen, einigen anderen Baryonen, und Elektronen und Myonen. Die Myonen sind nahe Verwandte der Elektronen. Sie unterscheiden sich nur durch ihre grössere Masse von den Elektronen.
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Kurz nach Erreichen dieser Phase stoppt der Kollaps. Die Neutronen bauen einen sogenannten Entartungsdruck auf. Anschaulich kann man sich vorstellen, dass die Neutronen (wie auch die Elektronen und alle anderen Teilchen der Klasse der Fermionen) sich untereinander nicht zu nahe kommen wollen. Man kann nicht beliebig viele von ihnen in einen Teil des ,,Phasenraums`` stecken. Konkret heisst das, dass ab einem bestimmten Punkt die zusammengepressten Neutronen sagen: ,,stop, hier drin ist kein Platz mehr``, und einfach stehenbleiben. Die nachfallenden Teilchen können ihrerseits dann auch nicht mehr weiter und so weiter.
Von aussen betrachtet wird der Kern des Sternes in einem einzigen Augenblick hart. Und auf diesen plötzlich harten Kern prallen die von aussen nachfallenden Schichten des Sterns auf und werden zurückgeschleudert. Dabei werden sie aufgeheizt und zu allerlei Kernprozessen angeregt, die alle viel Energie freisetzen. Diese Energie sucht sich einen Weg ins Freie und nimmt damit einen grossen Teil der äusseren Schichten des Sterns mit ins All. Diesen Vorgang nennt man Supernova. Die heissen Gase fliegen mit bis zu 10000 Kilometern pro Sekunde in Form einer mehr oder weniger runden Hülle in den Weltraum, angereichert mit den schweren Elementen wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Silizium, Eisen und Magnesium. Einige Millionen Jahre später vermischt sich diese Gaswolke mit anderen und zum guten Ende bilden sich aus diesen Wolken wieder Sterne, manche mit Planetensystemen wie unseres. (Ohne diese massereichen Sternen und ihren Supernovaexplosionen gäbe es keine Erde, keine Menschen aus Kohlenstoff und so weiter.)
Was bleibt von dem Stern? Ein Kügelchen mit ungefähr 20 Kilometern Durchmesser. Der Vorgängerstern, aus dem diese entstand, hatte mehrere Millionen Kilometer Durchmesser. Dieser ,,Neutronenstern`` jedoch ist immer noch etwa so schwer wie unsere Sonne mit ihren 1,4 Millonen Kilometern Durchmesser. Würde man die Erde in Neutronensternmaterie umwandeln, so könnte man sie in einem grösseren Auto verstauen: Ganze eineinhalb Kubikmeter wäre sie gross.
Die Neutronensterne haben zwei Kern- und zwei Krustenschichten. Die äussere Kruste besteht vor allem aus Eisen und Nickel. Die innere Schicht neben diesen auch aus freien Neutronen nebst Elektronen, die bei den herrschenden Temperaturen von immer noch einigen hunderttausend Grad nicht an die Atomkerne gebunden sind. Daran anschliessend findet man im Mantel ein Gemisch aus Neutronen, Protonen, Elektronen und Myonen, das im innersten Teil ergänzt wird um verschiedene schwere Baryonen, die auch als Hyperonen bezeichnet werden.
Wie kann man einen Neutronenstern beobachten? Einige kann man im sichtbaren Licht beobachten. Trotz der (zu Beginn noch) hohen Oberflächentemperatur hat der Neutronenstern eine sehr kleine Oberfläche, so dass man nur sehr nahe und heisse Kandidaten in diesem Wellenlängenbereich beobachten kann. Die meisten Neutronensterne beobachtet man mit Röntgen- oder Radioteleskopen. Mit letzteren wurden sie auch entdeckt: im Jahr 1967 entdeckte Jocelyn Bell ein kurzperiodisches und extrem gleichförmiges Radiosignal, die man zuerst für Signale von Ausserirdischen hielt. Bald aber stellte sich diese Hypothese als Irrtum heraus und man nannte diese Quellen ,,Pulsar``, für Pulsating Stars, pulsierende Sterne. Ein Jahr später deutete Gold diese Signal als schnell rotierende Neutronensterne. Auch wenn diese nicht (stark) pulsieren, blieb ihr Name erhalten.
Heute kennt man Neutronensterne, die sich in eineinhalb tausendstel Sekunden einmal um ihre Achse drehen. Man nennt sie Millisekundenpulsare. Gegenwärtig versucht man, einen Kandidaten zu finden, dessen Rotationsdauer kürzer als eine tausendstel Sekunde ist. Gibt es solche Objekte, so können sie nicht aus einem Gemisch von Neutronen, Protonen und so weiter bestehen, denn diese Art von Materie würde durch die Fliehkraft auseinandergerissen. Stattdessen muss sich der Stern in ,,seltsame Materie`` umgewandelt haben. Seltsame Materie besteht nicht mehr aus Teilchen wie Neutronen und Protonen oder den Hyperonen, den schwereren Verwandten der ersten beiden, sondern aus einem Quark-Gluon-Plasma: die Baryonen lösen sich auf in ihre Bestandteile, eben die Quarks, die zu Beginn bereits erwähnt wurden.
Wie wird die Radio- oder Röntgenstrahlung erzeugt, mit Hilfe derer man die Pulsare beobachten kann? Der Trick ist der ,,schiefe Rotator``: Die Achse des Magnetfeldes des Sterns und der Achse, um die sich der Neutronenstern dreht, fallen nicht zusammen, sondern stehen in einem Winkel zueinander. Beim Pulsar im Krebsnebel stehen die beiden Achsen fast senkrecht aufeinander.
Aufgrund der hohen Oberflächentemperatur werden Teilchen aus der Kruste herausgeschlagen, die dann im starken magnetischen Feld entlanglaufen. Die Magnetfelder von Pulsaren haben Stärken bis zu 1000 Milliarden Gauss. An den magnetischen Polen laufen diese Teilchen vom Stern weg, wodurch sie stark beschleunigt werden. Das Magnetfeld dreht sich ja mit dem Stern mit, also zum Beispiel in einer hunderstel Sekunde einmal um sich selbst. Schon in geringer Entfernung vom Stern, etwa 50 Kilometern, erreichen diese Teilchen praktisch Lichtgeschwindigkeit. Elektrisch geladene Teilchen, die sich mit annähernd Lichtgeschwindigkeit in einem Magnetfeld bewegen, strahlen eine charakteristische Strahlung aus, die als Synchrotronstrahlung bekannt ist. Ein Merkmal dieser Art von Strahlung ist, dass sie scharf gebündelt ist. So sendet der Pulsar zwei Lichtbündel aus, eines am magnetischen Nord- und eines am Südpol. Diese Lichtbündel drehen sich mit dem Stern. Liegt die Erde in einem dieser Lichtkegel, können wir den Lichblitz empfangen. So gesehen, ähnelt der Pulsar einem Leuchtturm.
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