Anhand von einigen Objekten der Milchstraße kann der Lebensweg von Sternen mit dem Teleskop beobachtet werden. Dieses Projekt richtet sich an Einsteiger, aber es sind auch einige Objekte für fortgeschrittene Beobachter dabei.
Anders als bisherige Projekte der Fachgruppe werden diesmal alle Beobachtungen jederzeit auf der Webseite der Fachgruppe verfügbar sein und so das Projekt lebendiger und attraktiver machen.

Am Anfang eines jeden Sternenlebens steht eine Wolke aus Staub, also vor allem Wasserstoff-Atome. Dieser Dunkelnebel beginnt zu kollabieren, er wird immer dichter und heißer und irgendwann zündet schließlich ein neuer Stern die Kernfusion, sein Herz beginnt zu schlagen.
Zunächst „schlägt“ es allerdings noch höchst unregelmäßig, der junge Stern zeigt immer wieder eruptive Lichtwechsel verbunden mit Masseauswürfen.

Nach einer Weile findet er schließlich in sein inneres Gleichgewicht das durch die gravitative Zusammenziehung und dem entgegenwirkenden Strahlungsdruck gebildet wird. Wenn bei der Sternentstehung noch Staub übrig geblieben ist wird dieser vom Stern angeleuchtet, er wird so für uns als Reflexionsnebel sichtbar. Ist ein sehr massereicher Stern entstanden, der eine Oberflächentemperatur von über 30.000 K erreicht so wird der Staub ionisiert und strahlt als HII Region vor allem im roten H-Alpha Licht, wie wir es von Fotos kennen. Besonders massereiche Sterne mit über 20 Sonnenmassen können zu so genannten Wolf-Rayet Sternen werden. Sie zeichnen sich durch Emissionslinen in ihrem Spektrum auf (normale Sterne haben nur Absorptionslinien) und haben auch einen sehr starken und schnellen Sternenwind. Dieser kann das umliegende interstellare Medium zusammendrücken und durch Reibungshitze ionisieren. Dies wird dann als ein sehr seltener Wolf-Rayet-Nebel sichtbar. Aber in dieser Phase verweilen die Sterne nur kurz, überhaupt haben es die massereichen Sterne sehr eilig in ihrem Leben, ihnen ist nur eine kurze Lebensdauer von wenigen Millionen Jahren vergönnt. Sie verbrauchen ihren Wasserstoffvorrat einfach zu schnell, auch mit der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und den folgenden Fusionsprozessen können sie ihr Leben nur wenig verlängern. Schließlich kann der nötige Strahlungsdruck nicht mehr aufrecht erhalten werden. Die Gravitation hat nun keine Gegenkraft, der Stern kollabiert und wird zur Supernova. Dabei leuchtet der Stern so hell, wie die gesamte Galaxie aus Milliarden von Sternen, in der er sich befindet!

Die ausgestoßenen Gasmassen bewegen sich nun mit hoher Geschwindigkeit durch das interstellare Medium. Analog zu Wolf-Rayet Nebeln werden nun auch die Hüllen als Supernovarest sichtbar. Vom Stern bleibt nur ein Neutronenstern oder gar ein schwarzes Loch übrig.
Sterne mit weniger als 8 Sonnenmassen durchlaufen einen längeren, nicht weniger spannenden Lebensweg. Nach dem Durchlaufen der Hauptreihe, was den größten Teil ihres Sternenlebens dauert, blähen sich die Sterne zu roten Riesen auf, schließlich werfen sie ihre Hüllen ab. Der Strahlungsdruck ist hier größer als die wirkende Gravitation. Um den Stern bildet sich eine Gashülle die nun als sogenannter proto-planetarischer Nebel sichtbar wird. Der übriggebliebene Stern wird nun immer heißer und schließlich ein weißer Zwerg. Diese haben Oberflächentemperaturen bis weit über 100.000 K und regen nun die Gashülle zum Leuchten an. Dies wird für uns als planetarischer Nebel sichtbar. Der Nebel expandiert immer weiter, entsprechend sinkt die Flächenhelligkeit des planetarischen Nebels mehr und mehr, bis er nicht mehr wahrnehmbar ist. Es bleibt ein einzelner weißer Zwerg übrig.

Ansprechpartner: Martin Schoenball
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