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**Sternengeschichten Folge 686: Der asymptotische Riesenast **

In dieser Folge der Sternengeschichten geht es zum asymptotischen Riesenast! Das klingt natürlich seltsam: Was soll ein Ast mit dem Weltraum zu tun haben und warum ist es ein Riesenast? Und warum ist er asymptotisch? Das werden wir alles klären - aber es geht natürlich nicht um den Ast eines Baumes, sondern um das, was ein Stern wie unsere Sonne macht, kurz bevor er aufhört, ein Stern zu sein. Der asymptotische Riesenast beschreibt die letzten Schritte im Leben eines Sterns und da passieren jede Menge spektakuläre Dinge.

Aber bevor wir zum Ast kommen, müssen wir uns ein wenig mit dem Stern beschäftigen. Alles was ich im folgenden sage, gilt für Sterne, die nicht allzu viel mehr Masse haben als unsere Sonne. Es geht um Sterne, mit circa einer halben Sonnenmasse, bis hin zum circa 8-fachen der Sonnenmasse. Nur sie verhalten sich so, wie ich es jetzt gleich erklären werde. Ich habe in den vergangenen Folgen der Sternengeschichten schon oft davon erzählt, was ein Stern wie unsere Sonne gegen Ende seines Lebens tut. Aber für diese Folge müssen wir uns das sehr viel genauer ansehen als bisher. Ein Stern fusioniert Wasserstoff zu Helium und erzeugt dadurch Energie. Das passiert aber nur im Kern des Sterns, weiter außen reicht die Temperatur dafür nicht aus. Wenn im Kern kaum Wasserstoff mehr übrig ist, dann wird logischerweise auch weniger Fusion stattfinden und es wird weniger Energie erzeugt, die in Form vom Strahlung nach außen dringen kann. Diese Strahlung ist aber quasi die Gegenkraft, die verhindert, dass der Stern unter seiner eigenen Masse in sich zusammenfällt. Wenn der Strahlungsdruck also geringer wird, fällt der Stern - oder genauer gesagt: Der Kern, der jetzt fast nur noch aus Helium besteht - in sich zusammen. Deswegen steigt dort die Dichte und es steigt die Temperatur. Weil der Kern jetzt heißer ist als vorher, heizt er auch die weiter außen liegenden Gasschichten des Sterns auf. Und dort befindet sich ja noch jede Menge Wasserstoff; Wasserstoff, der auf einmal ausreichend stark aufgeheizt wird, um fusionieren zu können. Oder anders gesagt: Wir haben jetzt einen Stern mit einem Kern aus Helium, das vorerst nichts macht, und drum herum eine Hülle aus Wasserstoff, der heiß genug ist, um zu Helium fusioniert zu werden.

Und es ist nicht nur heiß genug, es ist sogar noch heißer als es vorher im alten Kern war. Denn der neue Heliumkern ist viel kompakter und dichter; seine Gravitationskraft ist sehr stark und deswegen ist der Druck in der darüberliegenden Schale aus Wasserstoff ebenfalls sehr hoch und hoher Druck bedeutet immer auch eine hohe Temperatur. Der Wasserstoff, der jetzt in der Schale um den Kern herum fusioniert, tut das also unter extremeren Bedingungen; es wird sehr viel mehr Energie frei als früher und die muss irgendwie nach außen. Der jetzt stärkere Strahlungsdruck bläht den Stern auf. Er wird größer und seine Oberfläche dadurch kühler (weil sich die Energie dort jetzt über eine größere Fläche verteilt als vorher). Das Resultat: Wir haben einen Stern, der einerseits - außen! - kühler ist als vorher und gleichzeitig heller leuchtet, weil er viel größer ist. Ein Stern wie unsere Sonne, der vorher weiß-gelbliches Licht abgegeben hat, leuchtet nun im kühleren Rot und wird riesig. Oder anders gesagt: Er wird zu einem Roten Riesenstern.

Ist der Wasserstoff in der Schale aufgebraucht und zu Helium geworden, dann ist einerseits der Heliumkern dadurch größer geworden, noch dichter und noch heißer und andererseits kann dadurch die nächst-äußere Wasserstoffschicht zu fusionieren beginnen. Der Stern bläht sich noch mehr auf - und so weiter. Aber natürlich nicht ewig und so weiter. Was am Ende dieser Entwicklung, passiert habe ich in Folge 576 sehr ausführlich erklärt. Irgendwann wird es jetzt auch im Heliumkern so heiß, dass endlich auch die Heliumatome miteinander fusionieren können. Das p