Der Lebensweg der Sterne

1. Einleitung

Allein in unserer Galaxie gibt es weit über 100 Milliarden Sonnen. Einige von ihnen können wir Nacht für Nacht im Himmel beobachten. Ein Anblick, der die Menschen seit Jahrtausenden erfreut und beschäftigt. Aber auch bei Tag können wir einen ganz besonderen Stern beobachten: unsere Sonne. Ohne sie könnten die Menschen nicht existieren. Grund genug sich mit ihr etwas näher zu beschäftigen.

Daten unserer Sonne

Entfernung zur Erde	149,6 Mill. km im Mittel	entspricht 1 AE (Astronomischen Einheit) im Perihel 147,1 Mill. km im Aphel 152,1 Mill, km
Radius	696.000 km	109 Erdradien
Oberfläche	6.087 x 109km2	etwa 11.918 Erdoberflächen
Volumen	1,412 x 1018km3	rund 1,301 Millionen Erdbälle
Masse	1,99 x 1030kg	rund 332.270 Erdmassen
Dichte	1.409 kg/m3	Die Erde hat eine mittlere Dichte von 5,515 kg/m3
Solarkonstante	1,366 kW/m2
Gesamtstrahlungsleistung	3,8 x 1023 kW	zum Vergleich: ein mittlerer Blitz entwickelt eine Leistung von 13 Mill. kW
Temperatur	5.512 Grad Celsius an der Oberfläche	16 Millionen Grad Kelvin im Kerngebiet 6.000 Grad Celsius in der Photosphäre
Eigenrotationsdauer	25,38 Tage im Mittel (siderisch)	Äquatorgebiet: 25,03 Tage Rotationspolgebiete: über 30 Tage

Mit einem Alter von etwa 4,6 Milliarden Jahren befindet sich unsere Sonne derzeit in der Blütezeit des Lebens. Im Grunde ist sie nicht mehr als eine gigantische Gaskugel. Deswegen rotieren auch im Gegensatz zur Erde die Gebiete um die Pole und des Äquators unterschiedlich schnell um die eigene Achse. Auch lässt sich dadurch erklären, warum die Sonne an den Randgebieten dunkler erscheint. Am Sonnenrand blickt man dabei in weniger tiefe und damit auch weniger heiße Schichten. Die Sonne verfügt über 99,9% der Gesamtmasse unseres Sonnensystems und besteht dabei im wesentlichen aus Wasserstoff und Helium. Nur etwa 2% der Sonne besteht aus schwereren Elementen. Der Wasserstoff wird im Kern der Sonne bei einem Druck, der um das 300 Milliarden fache größer ist als der normale Luftdruck auf der Erde, zu Helium fusioniert. Aus dem Druck resultiert die vorherrschende Temperatur. Je höher der Druck, desto heißer wird es. Durch den Druck werden die Atome zusammengepresst, obwohl sie sich normalerweise wie zwei gleiche, magnetische Pole abstoßen würden. So entsteht sozusagen eine Reibung zwischen den energiegeladeneren Atomen aus der die Temperatur folgt.

3. Das Kerngebiet

Der Vorrat an Wasserstoff wird also noch für mindestens 5 Milliarden Jahre reichen, obwohl unsere Sonne pro Sekunde die astronomische Zahl von 4,2 Millionen Tonnen Masse in Energie umwandelt. Die Sonne befindet sich in einem mechanischen Gleichgewicht. Die Masse der Sonne hat - für sich allein genommen - das Bestreben sich zusammenzuziehen. Durch diese Gravitationskraft werden die Teilchen stets zur Mitte der Sonne gezogen. Diese Kraft ist umso stärker, je mehr Materie sich im direkten Umfeld des Massezentrums befindet. Je mehr Teilchen also, desto größer die Gravitationskraft. Dem Gegenüber steht zum einem der Gasdruck, der die Sonne aufblähen und ihre Gase im Raum zerstreuen würde, und der Strahlungsdruck, der durch den Energietransport vom Kern nach außen entsteht. Jedes Teilchen ist bestrebt ein gewisses Volumen einzunehmen. Durch die Gravitationskraft wird dieser freie Raum stark eingeschränkt. Die einzelnen Teilchen "wehren" sich gegen diese Einschränkung und versuchen ihren Ausgangsstatus wieder herzustellen. Dadurch entsteht eine allgemeine Expansionsbewegung: der Gasdruck. Durch die Kernfusion im Kerngebiet der Sonne wird eine Unmenge an Energie erzeugt, die irgendwie abgeführt werden muss. So entsteht ein Energiestrom zur Sonnenoberfäche, der ebenfalls eine expandierende Wirkung hat. Nur wenn die Gravitationskraft genauso groß ist wie der Strahlungsdruck und der Gasdruck zusammen, ändert die Sonne nicht ihre Größe. Die Kräfte heben sich dann gegenseitig auf. In einem solchen, stabilen Zustand befindet sich unsere Sonne. Erst wenn der Wasserstoff weitestgehend verbraucht ist, kommt dieses Gleichgewicht durcheinander.

4. Konvektionsschicht und Photosphäre

Abhängig von der Temperatur und der Art des Energietransportes lässt sich die Sonne zwiebelschalenartig in verschiedene Schichten einteilen. In der Kernzone findet die Energieerzeugung und damit die Kernfusion statt. Bei unserer Sonne wird dort zurzeit Wasserstoff über Deuterium zu Helium fusioniert. Die entstandene Energie wird fast vollständig durch Strahlung nach außen abtransportiert. Im Innern der Sonne findet der Energietransport fast auschließlich durch Strahlung statt, auf keinen Fall aber durch Wärmeleitung. Erst ab einer Tiefe von 150.000 Kilometer (von 695.000 km) beginnt die Konvektion, also der Energietransport durch Gasströmungen, eine bedeutene Rolle zu spielen. Diese Schicht nennt man Konvektionsschicht und reicht bis zur Sonnenoberfläche. In ihr sind im Gegensatz zu tieferen Schichten der Sonne die Wasserstoffatome neutral und nicht ionisiert. Das liegt vor allem an dem hohen Temperaturgefälle der Konvektionsschicht. Der neutrale Wasserstoff hat die Eigenschaft die aus tieferen Schichten ankommende Strahlung stärker zu absorbieren. Ohne die Konvektion käme es also zu einer Energiestauung. Ein besonderer Teil der Konvektionsschicht ist die nur 400 km dicke Photosphäre, die an der Sonnenoberfläche abschließt. Erst in ihr wird Energie in Form von Photonen abgegeben. Mit bloßem Auge sehen wir also in der Regel (Sonnenfinsternisse ausgeschlossen) genau diese Schicht. In ihr herrscht ein sehr starkes Temperatur-, Druck- und Dichtegefälle. Die Oberfläche dieser Schicht zeigt eine körnige Struktur, die sogenannte Granulation. Sie entsteht durch unterschiedlich heiße Gasblasen. Die helleren kommen aus dem Sonneninneren und sind 200° - 300° C heißer als ihre Umgebung. Sie kühlen aber relativ schnell (in etwa 8 Minuten) ab, sodass sich die Sonnenoberfläche äußerst rasch verändert.

In derselben Schicht treten auch die Sonnenflecken auf. Sie unterscheiden sich durch ihre Helligkeit von ihrer Umgebung. Sonnenflecken bestehen aus einem dunkleren Kern, der Umbra, und einem leicht hellerem Hof, der Penumbra. Sonnenflecken treten meist in Gruppen und eher selten einzelnd auf. Die Flecken sehen nur scheinbar schwarz aus. In Wirklichkeit ist es eher der Kontrast zur sehr viel helleren Umgebung, die diese Schwärze "verursacht". Sie haben eine Lebensdauer von wenigen Stunden oder bis zu mehreren Monaten, je nachdem wie groß diese Gruppe ist. Sonnenflecken treten scheinbar periodisch alle 11 Jahre besonders stark und zeitlich versetzt besonders wenig auf. Bevor die Sonnenflecken sichtbar werden, entstehen örtlich Magnetfelder. Diese bremsen offenbar die Konvektion ab und verhindern somit das Aufsteigen heißer Gasblasen. An diesen Stellen kühlt die Oberfläche ab (und wird somit dunkler), sodass die Sonnenflecken entstehen. Diese örtlichen Magnetfelder stammen aus dem Magnetfeld der Sonne. Dieses ist derartig schwach, dass man sich lange Zeit nicht sicher war, ob es überhaupt existiert. Die vom Nordpol zum Südpol verlaufenden magnetischen Feldlinien sind nämlich in der Sonnenmaterie "eingefroren". Weil die Sonne am Äquator schneller rotiert als in höheren Breiten, reißt der Äquatorraum die eingefrorenen Feldlinien mit und spult diese nach einigen Rotationen auf. Dadurch steigen die Feldstärken. Vielleicht entstehen hieraus die örtlichen Magnetfelder, die für die Sonnenflecken verantwortlich sind.

5. Chromosphäre und Korona

Über der Photosphäre lagert die nur 8000 km hohe Chromosphäre. Bei totalen Sonnenfinsternissen erscheint sie als rötlich leuchtende Schicht. Außerdem kann man dann im farbigen Lichtsaum zahlreiche einzelne Spitzen sogenannte Spiculen ausmachen, sodass sie wie eine brennende Prärie erscheint.

Ebenfalls bei totalen Sonnenfinsternissen kann man zungenartige Lichtgebilde und Lichtbögen, sogenannte Protuberanzen, ausmachen, die weit in den Raum reinreichen können. Man unterscheidet zwischen vier verschiedene Typen:

Aufsteigende oder aktive Protuberanzen sind in der Entwicklung zu stationären Protuberanzen. Die Sonne hat einen ganzen Materienebel in den Weltraum gestoßen, der nun wieder auf die Sonne zurückrieselt.
Stationäre Protuberanzen sind äußerst langlebig (bis zu 10 Monaten) und sehen wie langgestreckte Fäden oder Brücken aus.
Die Fleckenprotuberanzen äußern sich in Form von knoten, Bögen und einem auf die Sonne niederfallenden Regen. Sie verändern schnell ihre Form, treten vor allem über aktive Regionen auf und verweilen nur wenige Minuten bis Stunden über der Sonnenoberfläche.
Der letzte Typ, die Surges (Auswürfe oder Spitzenprotuberanzen) und Flares (Eruptionen), ist gekennzeichnet durch säulenförmige Auswürfe, die besonders in Verbindung mit Sonnenflecken entstehen. Hervorgerufen werden die Surges durch Änderung der lokalen Magnetfeldstruktur und existieren ebenfalls nur wenige Minuten bis Stunden. Die Eruptionen schleudern Sonnenmaterie in Form von Plasmawolken in den interplanetaren Raum.

Die äußerste Hülle der Sonne ist die Korona. Sie hat einen Durchmesser von vielen Millionen Kilometern. Betrachtet wird allerdings nur die innere Korona, da sie nach außen hin stetig an Intensität abnimmt. Die Korona ist unter normalen Umständen überhaupt nicht zu erkennen, scheint sie doch während eines Fleckenmaximums höchstens halb so hell wie der Vollmond oder gerade einmal 1,3 Millionstel der Sonnenhelligkeit. Die Temperatur der Korona liegt mit 1-5 Million Kelvin um einiges höher als in der Chromosphäre. Dies liegt zum einen an Schockwellen, die durch die aufsteigende Granulation entstehen, zum anderen an Energieübertragung durch Annihilation (Vernichtung) magnetischer Felder, wenn entgegengesetzt gerichtete Feldlinien zusammentreffen. Möglich als eine weitere Ursache wären aber auch magnetohydrodynamische (ein Teilgebiet der Physik, das sich mit den Wechselwirkungen zwischen strömenden Plasmen und Magnetfeldern beschäftigt) Wellen, die durch Turbulenzen in Protuberanzen ausgelöst werden. Sie regen elektrisch geladene Teilchen zu heftigen Schwingungen an, was zu einer Temperaturerhöhung führt. Bei einem Fleckenminimum erscheint die Korona an den Polen stark abgeflacht, während sie bei einem Felckenmaximum fast kugelsymmetrisch erscheint.

Als Folge von Protuberanzen wird Materie der Korona blasenförmig in den Weltraum gestoßen. Diese Blasen können durchaus die Größe der Sonne erreichen. In der Chromosphäre, aber hauptsächlich in der Korona entsteht die Röntgenstrahlung der Sonne. Die Strahlungsgebiete sind allerdings nicht gleichmäßig, sondern fleckig über die Sonne verteilt. Unter Koronalöchern versteht man Gebiete geringerer Temperatur und Röntgenstrahlung, eben dort, wo die magnetischen Felder offen liegen. An diesen Stellen werden elektrisch geladene Teilchen in den interplanetarischen Raum geschleudert. Dieses Phänomen wird allgemein als Sonnenwind bezeichnet.

Wie ein Lebewesen unterliegt auch unsere Sonne genauso wie jeder andere Stern dem Lauf des Lebens. Ein Mensch lebt allerdings viel zu kurz um Veränderungen an den riesigen Gasbällen wahrzunehmen. Dazu wären einige Millionen oder sogar Milliarden Jahre nötig. Wie lange ein solcher Stern lebt, hängt ganz davon ab, wieviel Sonenenmassen dieser Stern hat. Eine Sonnenmasse entspricht dabei der Masse unserer Sonne. Um die verschiedenen Stadien einordnen zu können, werden im folgenden die verschiedenen Lebenswege der Sterne beschrieben.

Die Entstehung der Sterne

Sterne entstehen in Nebeln mit interstellarer Materie innerhalb einer Galaxie. Das bedeutet aber nicht das aus jedem Nebel Sterne entstehen können. Es müssen aber gewisse Kriterien erfüllt sein, damit eine Kontraktion in dem Nebel stattfindet. Zum einen muss für eine effektive Kühlung gesorgt sein. Bei einer zu hohen Temperatur ist die Bewegung der einzelnen Teilchen zu hoch. Der resultierende Gasdruck verhindert eine Kontraktion. Der Nebel sollte auch aus molekularen Wasserstoff und Staub bestehen. Ein Stern braucht also eine relativ kühle und dichte Wolke als Grundlage. Solche Nebel haben eine Ausdehnung von bis zu 300 Lichtjahren und enthalten leicht wenigstens 10.000 Sonnenmassen. Eine solche Wolke wird anfangen sich zu verdichten. Dadurch steigt die Temperatur an und ohne einen Gegenprozess würde die Verdichtung nun stoppen. Jetzt kommen die Staubteilchen ins Spiel. Die erhitzten Wassermoleküle kollidieren mit dem Staub und geben einen Teil ihrer Energie in Form von Infrarotstrahlung ab, was einer Abkühlung gleichkommt. Dieser Prozess nennt sich Strahlungskühlung. Riesenmolekühlwolken fallen wegen ihrer Opazität in einer Galaxie durch dunkle Gebiete auf. Eine solche Wolke kollabiert aber nicht zu einem einzigen Stern, sondern zerfällt wegen Instabilitäten in verschiedene Teilwolken. Durch diese Fragmentation entstehen häufig gleichzeitig mehrere Sterne von bis zu 100 Objekten. Nicht selten entstehen auch neue Sterne durch äußere Einflüsse, etwa einer Supernova. Prallt die abgestoßene Materie auf eine Wolke, können dort Verdichtungen auftreten, die die Grundlage eines neuen Sternes bilden.

Durch die ständige Kontraktion fällt immer mehr Masse mit Überschallgeschwindigkeit auf einen zentralen Ort. Durch diesen Prozess bildet sich ein Protostern, ein Vorläuferstadium des späteren Sternes. Im Grunde findet sich hier schon die gleiche chemische Zusammensetzung wie später wieder. Allerdings befindet sich jetzt im Zentrum eine Art Stoßfront. Hierbei wird die kinetische Energie in thermische umgewandelt. Im Zentrum wird es heißer. Die Wasserstoffmoleküle trennen sich zu Atomen, was wieder zu einer Abkühlung führt und den Protostern noch weiter kontrahieren lässt. Wieder erhitzt sich das Zentrum und die Wasserstoffatome werden ionisiert. Nun stellt sich ein neues Gleichgewicht ein. Je mehr der Wasserstoff ionisiert wird, desto höher wird der Gasdruck. Irgendwann wird die weitere Kontraktion gestoppt. Der Gas- und Strahlungsdruck ist nun genauso groß wie der Gravitationsdruck: ein sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht. Bis zu diesem Zeitpunkt wird die Energie hauptsächlich durch Wärmebewegung transportiert. Nun endet die dynamische Entwicklungsphase des Protosterns. Bei massearmen Sternen gibt es ein Zwischenstadium. Sogenannte T-Tauri-Sterne haben noch keine Kernfusion gezündet. Sie haben charakteristisch eine Staubscheibe, aus der sich auch Planeten bilden können. Der junge Stern zündet in seinem Innern die ersten Kernverschmelzungen und hat damit die so genannte ZAMS (Zero Age Main Sequence) erreicht. Er wird ein Stern der Hauptreihe. Je nachdem, von welchen Rahmenbedingungen man ausgeht, dauert dieser Prozess der Sternentstehung von 300.000 Jahre bis zu 5 Millionen Jahre.

Für die erste Kernreaktion benötigt der Kern eine Temperatur von 5 Millionen K. Dadurch wird im Innern des Sternes Energie freigesetzt und nach außen abgeführt. Dies ist die eigentliche Geburtsstunde der Sonne. In seinem jungen Alter strahlt sie mehr Energie ab, als ihr hinzugefügt wird. Es beginnt eine unruhige und hektische Brennphase, die bei massereichen Sternen sehr heiß ist. Umgebene, nicht eingebundene, interstellare Materie wird nun nicht mehr von der Sonne angezogen, sonder sogar durch die Abstrahlungen abgestoßen. Der Sternenwind bläst sozusagen die restlichen Wolkenreste weg. Somit erhält der Stern keine weitere Materie mehr und muss mit dem auskommen, was er bis zu diesem Zeitpunkt hat.

Wie nun der weitere Lebensweg dieses für menschliche Verhältnisse gigantischen Gasballs aussieht, hängt vor allem von seiner Masse ab. Dabei vergleicht man die Sonnentypen mit der Masse unserer Sonne.

Bei weniger als 8% der Sonnenmasse reicht die Materie in dem Nebel nicht aus um im Zentrum der Kontraktion eine Kernfusion zu zünden. Die Braunen Zwerge sind deswegen recht kühl und erscheinen dunkelrot. Sie stellen ein Bindeglied zwischen Gasplaneten und Stern dar.

Bei Sternen mit weniger einer halben Sonnenmasse setzt zwar das Wasserstoffbrennen ein, aber nachdem der Wasserstoffvorrat verbraucht wurde, wird der Stern verlöschen und zurück bleibt ein kalter Gasball. Diese sternen sind auch als Rote Zwerge bekannt. Sie fusionieren sehr sparsam ihren Wasserstoff und haben damit die größte Lebenserwartung von allen Sternen. Die Roten Sterne, die seit dem Beginn unseres Universums entstanden sind, gibt es noch alle.

Der überwiegende Teil der Sterne haben allerdings eine ähnliche Größe wie unsere Sonne (0,5 - 6 Sonnenmassen) und an unserem Nachthimmel mit bloßem Auge kaum zu sehen. Nach der "Geburt" des Sternes beginnt für einige Millionen Jahre eine stürmische und heiße Phase der Kernfusion. Sie strahlen mit einem hohen UV-Anteil und scheinen deshalb blau. Daher auch ihr Name: Blaue Sterne.

Nach dieser Zeit beginnt die stabile Phase der zentralen Wasserstofffusion. Sie dauert in etwa 10 Milliarden Jahre. Unsere Sonne ist also derzeit etwa bei der Hälfte dieses Prozesses angelangt. Sie gehört derzeit zu den gelben Zwergen.

Im Laufe der Jahre sammelt sich immer mehr Helium in der Kernzone an. Es ist quasi die Asche des Fusionsprozesses. Irgendwann ist die Konzentration des Heliums so hoch, sodass die zentrale Energieversorgung langsam zusammenbricht. Stattdessen fährt das Wasserstoffbrennen in der Schicht um den Kern fort und reichert das Zentrum damit weiter mit Helium an. Durch den Wegfall der Energieversorgung fällt nun der Gas- und Strahlungsdruck langsam weg. Der Kern kontrahiert weiter, die Temperatur erhöht sich. Durch den Anstieg der Temperatur dehnen sich aber die äußeren Schichten des Sternes aus. Aus ihm wird ein Roter Riese. Da sich durch die Expansion die äußere Schicht deutlich abkühlt, erscheint dieser im roten Farbton. Beding durch den hohen Druck im Kerngebiet setzt das Heliumbrennen schlagartig innerhalb von wenigen Sekunden als Heliumflash ein. Dadurch wird eine unglaubliche Energiemenge freigesetzt, die zeitweilig bis zu 100 Milliarden Sonnenleuchtkräfte in der Kernzone entlädt. Nachdem sich aber der Stern auf die neuen Verhältnisse eingestellt hat, beginnt eine verhältnismäßig kurze Phase des Heliumsbrennens von höchstens 1 Milliarden Jahre. Je größer der Stern, desto kürzer wird diese Phase andauern. Bei unserer Sonne wird sie rund 30 Millionen Jahre betragen. Der Stern wird sich dann fast auf ein 140fachen Sonnenradius ausgedehnt haben. Die äußeren Schichten sind daher nicht mehr stark an den Sonnenkern gebunden.

Wenn Helium fusioniert, entsteht als Abfallprodukt Kohlenstoff. Kurz vor der nächsten Stufe befindet sich im Kern des Sternes nur noch Kohlenstoff und Sauerstoff, in einer Schale um den Kern findet noch das Heliumbrennen und eine Schicht weiter außen das Wasserstoffbrennen statt. Besteht der Kern nun aus einer Kohlenstoffkugel von mindestens 1,4 Sonnenmassen, setzt das Kohlenstoffbrennen bei etwa 500 Millionen K ein. Der Kern muss dafür stark kontrahiert sein. Genau wie beim Einsetzen des Heliumbrennens gibt es auch hier einen Flash. Dieser ist allerdings derart energiereich, dass es den Stern in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird. Hatte der Stern ursprünglich aber über 8-10 Sonnenmassen, gelingt eine sanfte Zündung des Kohlenstoffbrennens. So kann schließlich ein reiner Eisenkern entstehen. Ein Eisenbrennen wird nicht mehr einsetzen können, da der Stern bei weiterer Kontraktion zu einem Neutronenstern oder sogar zu einem schwarzen Loch wird.

Sehr massereiche Sterne von 80 bis zu 120 Sonnenmassen sind äußerst instabil. Sie führen verschiedenste Fusionsprozesse gleichzeitig durch, haben einen extremen Sternenwind und bedingt durch die Oberfläche einen sehr hohen Energieverlust. Kleinste Störungen führen zu Schwingungen des gesamten Sternes, was ein Abstoßen von großen Materiemassen sog. Hypernovae bewirkt. Das große Finale folgt am Lebensende mit einer unvorstellbaren Supernovaexplosion. Die maximale Größe eines Sternes liegt nach Beobachtungen bei 200 Sonnenmassen.

7. Die Sternklassifizierungen

Die Sterne werden nach ihrer Leuchtkraft in verschiedene Gruppen eingeteilt. Da diese oftmals auch mit ihrer Größe in Verbindung stehen, beziehen sich die Namen der Klassen direkt darauf. Es kann aber beispielsweise Hyperriesen geben, die kleiner als andere Überriesen sind.

Leuchtkraftklasse	Bezeichnung
I	Überriesen
Ia-0	Hellste Sterne: Über-Überriesen oder Hyperriesen
Ia, Iab, Ib	weitere Unterteilung der Überriesen
IIa, IIb	helle Riesen
IIIa, IIIb	normale Riesen
IVa, IVb	Unterriesen
Va, Vb	Hauptreihensterne (Zwerge)
VI	Unterzwerge

Doppel- oder Mehrsternensysteme sind nicht selten. Dabei gibt es in einem Sonnensystem zwei oder mehr Sonnen, die miteinander in Beziehung stehen. Dann gibt es noch sogenannte Flaresterne, die in regelmäßigen Abständen plötzlich anfangen zu pulsieren und Materie in den Weltraum stoßen.

Nun folgt eine Aufstellung aller bekannter Sternentypen. Ein Sternentyp kann durchaus über Sterne unterschiedlicher Leuchtkraftklassen verfügen.

Protosterne
Ein Stern im Frühstadium ohne Kernfusionsprozess. Durch die Strahlungskühlung emitiert er Infrarotstrahlung.

T-Tauri-Sterne - Herbig-Haro-Objekte
Junge massearme Sterne, die kurz vor oder nach der Zündung der Kernfusion stehen, haben starke Magnetfelder, die auf den Stern stürzende Massen zu den Polen umlenken. Die Materie wird dann stark beschleunigt als Jets wieder in den Weltraum zurückgeschleudert.

Blaue Sterne
Diese Sterne sind höchstens einige Million Jahre alt. Sie befinden sich in der stürmischen Phase der Kernfusion und sind sehr heiß. Aus diesem Grund strahlen sie mit einem hohen ultravioletten Anteil und leuchten grundsätzlich in einer blauen Farbe.

Blaue Riesen
Massereiche Sterne von beispielsweise 25 Sonnenmassen, die sich noch im Stadium des Wasserstoffbrennens befinden. Dieser Zustand hält etwa 10 Millionen Jahre, dann folgt der Übergang zum roten Überriesen.

Blaue Überriesen
Sterne mit mehr als das 40fache der Sonnenmasse fusionieren höchstens 10 Millionen Jahre Wasserstoff. Innerhalb von 1 Million Jahre erfolgt dann das Ende des Sternes durch eine Supernova.

Rote Riesen
Diese Sterne haben etwa eine Sonnenmasse. Im Kerngebiet fusioniert Helium, in einer Schale darüber Wasserstoff. Aufgrund der höheren Energieabgabe dehnt sich der Stern um das 100fache seiner ursprünglichen Größe aus. Die Oberflächentemperatur liegt bei 3000 K. Der Stern endet als Weißer Zwerg und ist für die Bildung planetarischer Nebel verantwortlich.

Rote Überriesen
Diese Sterne haben etwa 10 bis höchstens 40fache Sonnenmasse. Er vollzieht innerhalb von einer Million Jahre das Heliumbrennen, dann verbleiben nur wenige Jahrtausende für das Kohlenstoffbrennen (bei 1 Milliarde K) und der Fusion schwererer Elemente. Er beendet diesen Abschnitt mit einer Supernova und bleibt als Neutronenstern oder schwarzes Loch zurück.

Gelbe Zwerge
Sterne, die unserer Sonne sehr ähnlich sind. Sie sind in der Phase des Wasserstoffbrennens. Nach etwa 10 Milliarden Jahren blähen sich diese Sterne zu Roten Riesen auf und enden schließlich als Weiße Zwerge. Sterne, die etwas kleiner und kühler sind als die gelben Zwerge, nennt man wegen ihrer Farbe Orangener Zwerg.

Weiße Zwerge
Dies ist das Endstadium von Sternen mit höchstens 1,4facher Sonnenmasse. Nach der Supernova bleibt nur ein stark komprimierter, sehr heißer, aus Sauerstoff und Kohlenstoff bestehender, etwa erdgroßer Kern zurück. Dieser kühlt über Milliarden Jahre hin ab und wird dann zu einem schwarzen Zwerg.

Rote Zwerge
Sterne mit sehr wenig, aber immernoch mehr als 8% der Sonnenmasse fusionieren ihren Wasserstoff sehr sparsam. Sie haben die höchste Lebenserwartung aller Sterne. Aus diesem Grund existieren auch noch alle Sterne dieser Klasse seit dem Urknall nahezu unverändert. Gleichzeitig sind sie die am häufigsten vorkommenden Sterne des Universums.

Braune Zwerge
Diese Sterne haben weniger als 8% der Sonnenmasse und konnten keinen Fusionsprozess einleiten. Mit 1000 bis 2500 K an der Oberfläche sind sie recht kühl, strahlen hauptsächlich im Infrarotbereich und erscheinen dunkelrot.

Schwarze Zwerge
Ein vollständig erkalteter weißer Zwerg, der keinerlei Strahlung mehr emittiert. In unserem Universum existiert wegen des jungen Alters wahrscheinlich noch kein solcher Stern.

Unterzwerge
Es gibt zwei Klassen von Unterzwergen: 1. die kühlen und 2. die heißen und blauen. Die kühlen Unterzwerge sind meistens sehr alt (Population II Sterne) und verfügen über sehr wenig Metall, was die physikalischen Eigenschaften der Sonne verändert. Diese Unterzwerge sind allerdings nicht leuchtschwächer, sondern heißer und heller als die "normalen" Zwerge. Die heißen und blauen Unterzerge haben wahrscheinlich nur eine sehr dünne Wasserstoffschicht. Sie befinden sich im Stadium eines Roten Riesens und damit im Heliumbrennen. Diese Unterzwerge scheinen aber nur den Heliumkern behalten und aus irgendeinem Grund die restliche Hülle verloren zu haben.

Pulsare/Neutronensterne
Ein solches Endstadium erreicht ein Stern, wenn er nach allen möglichen Fusionen noch über 1,4 Sonnenmassen verfügt. Ein Neutronenstern besitzt starke Magnetfelder, die Partikel und Strahlung an den Polen als Jets in den Weltraum schießen. Zudem rotiert ein Neutronenstern mit einem Durchmesser von gerademal 20 Kilometern über 1000 mal in der Sekunde. Trotzdem verfügt der Stern noch in etwa über die Masse unserer Sonne. Das führt zu schwer greifbaren Effekten. Ein Kubikzentimeter Neutronenstern "wiegt" 1 Milliarde Tonne. Ein entfernter Beobachter würde einen Neutronenstern nicht sehen und könnte wegen der starken Lichtkrümmung hinter den Horizont sehen. Die Existenz eines Neutronensterns kann aber nachgewiesen werden, wenn ein Jet als Pulsar auf die Erde trifft.

Schwarze Löcher
Dieses Endstadium tritt ein, wenn der Restkern aus mehr als 3 Sonnenmassen besteht. Der Stern bricht dann unter der eigenen Gravitation zu einem unendlich kleinen Punkt völlig in sich zusammen. Um eine bestimmte Zone um diesen Punkt ist die Fluchtgeschwindigkeit höher als Lichtgeschwindigkeit, sodass keinerlei Informationen nach außen dringt. Um ein rotierendes Schwarzes Loch bildet sich oft eine Akkretionsscheibe aus angezogener Materie, die durch starke Verdichtung Strahlung emittiert (wenn der Abstand zum Schwarzen Loch ausreicht, damit diese nicht "verschluckt") wird. Auch hier kann Materie durch einen Jet wieder ins All geschleudert werden.