Das Universum ist ein Ort der Extreme. Unvorstellbar groß, unfassbar alt und gefüllt mit Objekten, die jede menschliche Vorstellungskraft sprengen. Wenn wir zum Nachthimmel aufblicken, sehen wir nur winzige, funkelnde Lichtpunkte. Doch jeder dieser Punkte ist in Wahrheit ein gigantischer Fusionsreaktor, oft millionenfach größer als unser Heimatplanet.
Selbst in dieser Welt der Giganten gibt es Ausnahmen. Echte Monster. Sterne, die so gewaltig sind, dass sie ihre kosmischen Nachbarn wie Staubkörner aussehen lassen. Das sind die Überriesen. Sie reizen die absolute Obergrenze dessen aus, was im Universum überhaupt möglich ist. Das wirft eine fundamentale Frage auf: Wie groß können Überriesen werden? Gibt es eine unsichtbare Grenze, eine kosmische Regel, die das Universum für die Größe eines Sterns festgelegt hat? Begleiten Sie uns auf eine Reise zu den gewaltigsten Sonnen des Kosmos.
Mehr aus Sterne und ihre Entwicklung Kategorie
Entwicklung vom Protostern zum Stern
Verschiedene Arten von Sternen
Die wichtigsten Erkenntnisse in Kürze
- Überriesen sind die massivsten und leuchtstärksten Sterne. Sie gehören zu den seltensten Objekten im gesamten Universum und bilden das absolute obere Ende der stellaren Entwicklung.
- Die Größe eines Sterns ist physikalisch begrenzt. Die sogenannte Eddington-Grenze beschreibt ein fragiles Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft, die nach innen zieht, und dem Strahlungsdruck, der nach außen drängt. Wird ein Stern zu massereich, gewinnt der Strahlungsdruck und der Stern reißt sich selbst auseinander.
- Die theoretische Obergrenze für die Masse liegt bei 150 bis 200 Sonnenmassen. Zwar scheint es einige wenige Ausreißer zu geben, doch die allermeisten beobachteten Sterne halten sich an diese Grenze.
- Der größte bekannte Stern, gemessen am Radius, ist Stephenson 2-18. Würde man ihn an die Stelle unserer Sonne versetzen, würde seine Oberfläche die Umlaufbahn des Saturn verschlucken.
- Überriesen leben schnell und sterben jung. Ihre enorme Masse zwingt sie, ihren Brennstoff in nur wenigen Millionen Jahren zu verbrennen. Ihr Ende ist eine spektakuläre Supernova-Explosion, die entweder einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch hinterlässt.
Was macht einen Stern überhaupt zu einem Stern?
Bevor wir uns den Giganten zuwenden, müssen wir einen Schritt zurückgehen. Was ist denn ein Stern genau? Im Grunde genommen ist ein Stern eine riesige, selbstleuchtende Gaskugel, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht. Der entscheidende Unterschied zu einem Gasplaneten wie Jupiter ist die unbändige Kraft, die in seinem Herzen wütet.
Zwei fundamentale Kräfte führen hier einen ständigen Krieg. Da ist zum einen die Gravitation. Sie zerrt unaufhörlich an der gesamten Materie des Sterns und versucht, sie zu einem unendlich dichten Punkt zu zerquetschen. Ihr Gegenspieler ist eine gewaltige Kraft, die aus dem Zentrum des Sterns nach außen drückt. Dieser Gegendruck entsteht durch einen Prozess, der das Universum zum Leuchten bringt.
Wie funktioniert die Kernfusion im Inneren?
Im Kern eines Sterns sind Druck und Temperatur so unvorstellbar hoch, dass die Atome ihre Hüllen verlieren. Es ist ein brodelndes, dichtes Plasma. Unter diesen extremen Bedingungen werden Wasserstoffatome mit solcher Wucht aufeinandergepresst, dass sie zu Heliumatomen verschmelzen. Dieser Prozess, die Kernfusion, setzt gewaltige Energiemengen frei. Diese Energie strömt als Licht und Wärme vom Kern nach außen und erzeugt den Druck, der die Gravitation im Schach hält. Ein Stern ist also ein Jahrmillionen andauerndes, perfektes Gleichgewicht zwischen dem totalen Kollaps und einer unkontrollierten Explosion.
Wo und wie werden Sterne eigentlich geboren?
Sterne entstehen nicht einfach aus dem Nichts. Ihre Geburtsstätten sind riesige, eisige Wolken aus Gas und Staub, die wir als Molekülwolken oder Sternennebel bezeichnen. Der Orionnebel ist ein berühmtes Beispiel, das man sogar mit einem kleinen Teleskop erkennen kann. Innerhalb dieser Wolken gibt es Zonen, in denen das Gas ein wenig dichter ist als in der Umgebung.
Hier beginnt die Schwerkraft ihre Arbeit. Langsam aber sicher zieht sie immer mehr Gas und Staub an. Über Hunderttausende von Jahren verdichtet sich dieser Klumpen, beginnt zu rotieren und flacht zu einer Scheibe ab. In seinem Zentrum entsteht ein Protostern. Dieser „Sternen-Embryo“ wird immer heißer und dichter, während er weiter Materie verschlingt. Schließlich erreicht sein Kern die magische Temperatur von etwa 10 Millionen Grad Celsius.
Die Kernfusion zündet. Ein neuer Stern erleuchtet den Kosmos.
Warum werden nicht alle Sterne gleich groß?
Die ursprüngliche Gaswolke entscheidet über das Schicksal des Sterns. War der anfängliche Materieklumpen eher klein, entsteht ein massearmer Stern, ein Roter Zwerg. Diese Sterne sind die Sparfüchse des Universums. Sie können ihren Brennstoff über Billionen von Jahren verbrennen – länger, als das Universum bisher überhaupt existiert.
Hatte der Protostern jedoch das Glück, in einer besonders reichen Region der Molekülwolke zu entstehen, konnte er viel mehr Masse ansammeln. Aus solchen Protosternen werden blaue, heiße und extrem helle Sterne, die das Potenzial zum Überriesen haben. Ihr Leben ist allerdings das genaue Gegenteil von Sparsamkeit. Sie sind Verschwender. Ihren gewaltigen Brennstoffvorrat jagen sie in einem kosmischen Wimpernschlag von nur wenigen Millionen Jahren durch.
Was genau ist denn nun ein Überriese?
Ein Überriese ist die absolute Superlative. Er ist nicht bloß „groß“. Er befindet sich an der äußersten Grenze dessen, was die Physik erlaubt. Astronomen klassifizieren Sterne nach ihrer Leuchtkraft, und Überriesen gehören zur obersten Klasse: Leuchtkraftklasse I. Sie sind die hellsten, massereichsten und daher auch die seltensten Sterne, die wir kennen.
Dabei muss man zwischen Masse und Radius unterscheiden. Ein Stern kann im Laufe seines Lebens enorm an Größe zulegen, ohne an Masse zu gewinnen. Überriesen sind beides: extrem massereich (oft über 20-mal mehr als unsere Sonne) und von unvorstellbarem Radius. Sie haben den Wasserstoff in ihrem Kern bereits verbraucht und fusionieren nun schwerere Elemente in Schalen um den Kern. Dieser Prozess bläht sie zu wahrhaft monströsen Dimensionen auf.
Wie unterscheidet sich ein Überriese von einem Roten Riesen?
Eine exzellente Frage, denn beide sind alternde Sterne in ihrem Endstadium. Der entscheidende Unterschied ist die Ausgangsmasse. Unsere Sonne wird sich in etwa fünf Milliarden Jahren zu einem Roten Riesen aufblähen. Dabei wird sie Merkur, Venus und vielleicht sogar die Erde verschlucken. Sie ist dann riesig, aber ihre Masse ist immer noch die einer Durchschnittssonne. Ein Roter Riese ist das Schicksal eines massearmen Sterns.
Ein Überriese hingegen war von Anfang an ein Gigant – ein blauer, heißer Stern mit mindestens 10 bis 20 Mal der Masse unserer Sonne. Wenn einem solchen Monster der Wasserstoff im Kern ausgeht, bläht es sich um ein Vielfaches stärker auf als ein normaler Stern. Es wird zu einem Roten, Gelben oder Blauen Überriesen. Sein Ende ist ebenso dramatisch. Während unsere Sonne einfach ihre äußeren Hüllen abstößt und als kleiner Weißer Zwerg verglimmt, erwartet einen Überriesen eine kataklysmische Supernova-Explosion.
Gibt es verschiedene Arten von Überriesen?
Ja, die gibt es. Sie werden nach ihrer Farbe, also ihrer Oberflächentemperatur, unterschieden. Man kann sie als verschiedene Phasen im kurzen, wilden Leben eines massereichen Sterns betrachten:
- Blaue Überriesen: Sie sind extrem heiß, unglaublich leuchtkräftig und dabei noch relativ „klein“ im Vergleich zu ihren roten Verwandten. Sie stellen oft eine frühere Phase dar, bevor der Stern sich maximal ausgedehnt hat. Rigel im Sternbild Orion ist ein bekanntes Beispiel.
- Gelbe Überriesen: Diese sind deutlich seltener. Sie repräsentieren eine instabile, kurze Übergangsphase zwischen dem blauen und dem roten Stadium. Der Polarstern (Polaris) ist der uns am nächsten gelegene Gelbe Überriese.
- Rote Überriesen: Das sind die wahren Giganten, was den Radius angeht. Sie haben sich maximal ausgedehnt, weshalb ihre Oberflächentemperatur relativ kühl ist (daher die rote Farbe). Beteigeuze, ebenfalls im Orion, und Stephenson 2-18 sind berühmte Rote Überriesen.
Wie groß können Überriesen also wirklich werden?
Jetzt kommen wir zum Kern der Sache. Gibt es ein Limit? Unbedingt. Die Natur hat eine Art Notbremse eingebaut, die verhindert, dass Sterne unendlich groß werden. Diese Grenze ist keine Willkür, sondern das direkte Ergebnis des ewigen Kampfes zwischen zwei fundamentalen Kräften.
Wie wir gesehen haben, zerrt die Gravitation nach innen, während der Strahlungsdruck nach außen drängt. Je massereicher ein Stern, desto heißer sein Feuer und desto stärker der Strahlungsdruck. Irgendwann erreicht er einen Punkt, an dem der nach außen gerichtete Druck der Lichtteilchen (Photonen) so stark wird, dass er die Schwerkraft ausgleicht oder sogar übertrifft. Würde ein Stern diesen Punkt überschreiten, würde er sich selbst zerfetzen. Sein Sternwind, ein ständiger Strom von Teilchen von seiner Oberfläche, würde zu einem Orkan anschwellen, der seine äußeren Schichten ins All reißt und jedes weitere Wachstum unmöglich macht.
Was ist die Eddington-Grenze und warum ist sie so wichtig?
Genau dieses Gleichgewicht ist als Eddington-Grenze bekannt, benannt nach dem Astronomen Arthur Eddington, der es in den 1920er Jahren vorhersagte. Sie definiert die maximale Leuchtkraft, die ein Stern bei einer gegebenen Masse haben kann, ohne instabil zu werden.
Diese Grenze legt ein theoretisches Maximum für die Sternmasse fest, das bei etwa 150 bis 200 Sonnenmassen liegt. Man kann es sich wie einen Topf mit kochendem Wasser vorstellen: Dreht man die Herdplatte voll auf, kocht das Wasser nicht nur schneller, es spritzt unkontrolliert aus dem Topf. Ein Stern kann ebenso wenig einfach endlos Masse anhäufen. Ab einem bestimmten Punkt „kocht“ er über. Die Eddington-Grenze ist die kosmische Regel, die verhindert, dass Sterne zu unkontrollierten Monstern werden.
Spielt die Zusammensetzung eines Sterns eine Rolle für seine Größe?
Das tut sie, und zwar auf faszinierende Weise. In der Astronomie wird alles, was schwerer als Wasserstoff und Helium ist, als „Metall“ bezeichnet. Die allerersten Sterne im Universum enthielten kaum solche Metalle; sie bestanden fast nur aus den Elementen des Urknalls.
Metalle in einer Sternatmosphäre absorbieren Licht sehr effektiv und treiben so den Sternwind an. Ein Stern mit vielen Metallen verliert also leichter an Masse, was sein Wachstum begrenzt. Umgekehrt kann ein metallarmer Stern – wie die ersten Sterne des Kosmos – seine Masse viel besser zusammenhalten, selbst bei enormem Strahlungsdruck. Deshalb nehmen Astronomen an, dass die ersten Sterne potenziell noch massereicher werden konnten, vielleicht sogar bis zu 300 Sonnenmassen, bevor sie an ihre Grenzen stießen.
Kennen wir solche Giganten am Himmel?
Oh ja, wir kennen einige dieser kosmischen Ungetüme. Obwohl sie extrem selten sind, macht ihre schiere Leuchtkraft sie über gewaltige Entfernungen sichtbar. Einige der hellsten Sterne an unserem Nachthimmel sind in Wahrheit weit entfernte Überriesen.
Einer der berühmtesten ist Beteigeuze im Sternbild Orion. Ein Roter Überriese, nur etwa 640 Lichtjahre von uns entfernt. Seine Masse beträgt etwa das 15- bis 20-fache der Sonne, aber sein Radius ist gigantisch. Stünde er an der Stelle unserer Sonne, würde seine Oberfläche bis über die Umlaufbahn des Mars hinausragen. Beteigeuze ist ein alter Stern am Rande seines Lebens, der jederzeit (in astronomischen Zeiträumen) als Supernova explodieren könnte.
Ist Beteigeuze der größte Stern, den wir kennen?
So riesig Beteigeuze auch ist, er ist bei weitem nicht der Champion. Es gibt Sterne, die ihn wie einen Zwerg aussehen lassen. Lange Zeit galt der Stern UY Scuti als der größte bekannte Stern. Seine Größe ist schwer zu fassen: Sein Radius ist etwa 1.700-mal größer als der unserer Sonne. Man könnte fast 5 Milliarden Sonnen in sein Volumen packen.
Doch selbst er wurde inzwischen vom Thron gestoßen. Die Suche nach den größten Sternen ist ein fortlaufendes Unterfangen, da genaue Messungen über Tausende von Lichtjahren hinweg extrem schwierig sind. Mehr dazu erfahren Sie direkt bei der Europäischen Südsternwarte (ESO), die viele dieser Entdeckungen macht.
Wer ist der aktuelle Rekordhalter für den größten bekannten Stern?
Der derzeitige anerkannte König der Sterngrößen ist ein Roter Überriese namens Stephenson 2-18. Er befindet sich im Sternhaufen Stephenson 2, etwa 20.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Schätzungen für seinen Radius sind atemberaubend und liegen bei etwa 2.150 Sonnenradien.
Halten Sie einen Moment inne und stellen Sie sich das vor.
Würde man diesen Stern in unser Sonnensystem versetzen, würde seine Photosphäre – seine sichtbare Oberfläche – weit über die Umlaufbahn des Saturn hinausragen. Jupiter, der König unserer Planeten, wäre tief in seinem Inneren verborgen. Ein Lichtstrahl, der mit fast 300.000 Kilometern pro Sekunde reist, würde fast neun Stunden für eine einzige Umrundung dieses Sterns benötigen. Zum Vergleich: Unsere Sonne umrundet das Licht in nur 14,5 Sekunden. Stephenson 2-18 ist die absolute, fast schon absurde Grenze dessen, was wir bisher beobachten konnten.
Was passiert, wenn ein Überriese stirbt?
Das Leben eines Überriesen ist kurz und wild. Sein Tod ist das spektakulärste Ereignis, das das Universum kennt: eine Supernova vom Typ II. Nachdem der Stern im Laufe seines Lebens Wasserstoff zu Helium, dann zu Kohlenstoff, Sauerstoff und so weiter fusioniert hat, entsteht am Ende ein Kern aus Eisen.
Eisen ist eine kosmische Sackgasse. Die Fusion von Eisenatomen erzeugt keine Energie mehr, sie verbraucht welche. In dem Moment, in dem der Kern aus Eisen besteht, versiegt die Energiequelle des Sterns. Schlagartig. Der nach außen gerichtete Strahlungsdruck bricht zusammen. Und die Gravitation hat nun freie Bahn.
Der Eisenkern, der bereits mehr Masse als unsere Sonne haben kann, aber nur so groß wie die Erde ist, kollabiert innerhalb von Sekundenbruchteilen in sich zusammen. Die äußeren Schichten des Sterns, die sich über Milliarden von Kilometern erstrecken, stürzen mit einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit auf diesen Kern.
Warum explodieren sie als Supernova?
Der Kollaps stoppt erst, wenn die Materie so dicht gepackt ist wie in einem Atomkern. Dann prallt der Kern wie ein unvorstellbar harter Gummiball zurück und sendet eine gewaltige Schockwelle nach außen. Diese Schockwelle rast durch die herabstürzenden Schichten des Sterns und schleudert sie in einer unvorstellbar gewaltigen Explosion ins All.
Für einen kurzen Moment leuchtet diese Supernova heller als eine ganze Galaxie mit Hunderten von Milliarden Sternen. In wenigen Tagen setzt sie mehr Energie frei, als unsere Sonne in ihrem gesamten 10-Milliarden-jährigen Leben produzieren wird. Die Explosion ist so hell, dass sie vom anderen Ende des Universums aus gesehen werden kann.
Was hinterlassen sie nach ihrem Tod?
Was nach der Explosion übrig bleibt, hängt von der ursprünglichen Masse des Giganten ab. Der kollabierte Kern überlebt die Explosion.
- Neutronenstern: War der ursprüngliche Stern „nur“ massereich, aber kein extremes Monster, wird der Kern zu einem Neutronenstern. Das ist ein Objekt von unglaublicher Dichte, nur etwa 20 Kilometer im Durchmesser, das aber mehr Masse als unsere Sonne enthält. Ein einziger Teelöffel dieses Materials würde so viel wiegen wie der gesamte Mount Everest.
- Schwarzes Loch: War der ursprüngliche Stern jedoch ein wirkliches Ungetüm (über 25-30 Sonnenmassen), kann nicht einmal die extreme Dichte der Neutronen der Gravitation standhalten. Der Kern kollabiert für immer weiter, bis zu einer Singularität – einem Punkt unendlicher Dichte. Es entsteht ein stellares Schwarzes Loch. Ein Objekt, dessen Anziehungskraft so stark ist, dass ihm nicht einmal das Licht entkommen kann.
Wozu sind diese Sternenmonster überhaupt gut?
Man könnte meinen, diese seltenen und kurzlebigen Giganten seien nur eine kosmische Kuriosität. Doch das Gegenteil ist der Fall. Ohne Überriesen und ihre explosiven Tode würde es uns nicht geben. Das Leben, wie wir es kennen, wäre schlicht unmöglich.
Erinnern Sie sich: Sterne fusionieren in ihrem Inneren leichtere Elemente zu schwereren. Kleinere Sterne wie unsere Sonne schaffen es dabei nur bis zum Kohlenstoff oder Sauerstoff. Aber was ist mit all den anderen Elementen, aus denen unsere Welt besteht? Gold, Silber, Eisen, Kalzium, Zink?
Wie erschaffen sie die Elemente des Lebens?
Genau diese Elemente werden im glühenden Herzen von massereichen Sternen und vor allem in den letzten, fieberhaften Momenten einer Supernova geschmiedet. Die unvorstellbare Energie der Explosion erzwingt Kernreaktionen, die alle schwereren Elemente des Periodensystems erschaffen.
Diese frisch gebackenen Elemente werden dann von der Schockwelle der Supernova mit irrsinniger Geschwindigkeit ins All geschleudert. Dort vermischen sie sich mit den interstellaren Gaswolken und reichern sie an. Über Jahrmillionen kühlen diese Wolken ab und bilden die nächste Generation von Sternen und Planeten. Der Planet, auf dem Sie stehen, das Kalzium in Ihren Knochen, das Eisen in Ihrem Blut – all das wurde vor Milliarden von Jahren im Herzen eines sterbenden Überriesen erschaffen.
Wir sind also, ganz buchstäblich, aus Sternenstaub gemacht. Diese kosmischen Giganten sind die Alchemisten des Universums. Ihr kurzes, spektakuläres Leben und ihr noch spektakulärerer Tod sind der Grund, warum es überhaupt felsige Planeten und letztlich auch Leben geben kann.
Die größten Sterne geben uns also nicht nur eine Antwort auf die Frage „Wie groß?“, sondern auch auf die Frage „Woher kommen wir?“. Sie sind ein unverzichtbarer Teil der kosmischen Geschichte, die zu unserer eigenen Existenz geführt hat.
Häufig gestellte Fragen – Wie groß können Überriesen werden
Welche bekannten Sterne sind Überriesen und was sind ihre Besonderheiten?
Bekannte Überriesen sind Beteigeuze, ein roter Überriese im Orion, und UY Scuti, der riesigste bisher bekannte Stern, gemessen an seinem Radius. Der Rekord gilt derzeit Stephenson 2-18, das größte bekannte Objekt mit einem Radius von etwa 2.150 Sonnenradien, das an der Grenze dessen steht, was in unserer Galaxie beobachtet werden kann.
Gibt es verschiedene Arten von Überriesen und wie unterscheiden sie sich?
Ja, Überriesen werden nach ihrer Oberflächentemperatur in blaue, gelbe und rote Überriesen unterschieden. Blaue Überriesen sind extrem heiß und leuchtkräftig, gelbe Überriesen wie Polaris sind eine Übergangsphase, und rote Überriesen wie Betelgeuse sind die größten und kühlsten, mit großem Radius und niedrigerer Oberflächentemperatur.
Was unterscheidet einen Überriese von einem Roten Riesen?
Ein Überriese ist ein scheidender Gigant mit massereichen, extrem großen und leuchtstarken Eigenschaften, während ein Roter Riese das Endstadium eines massearmen Sterns ist. Überriesen waren von Anfang an sehr groß und potenziell viel massereicher, während Rote Riesen ihre Größe durch Alterung und Ausdehnung im späteren Lebensstadium erreichen.
Was ist die Eddington-Grenze und warum ist sie für die maximale Größe von Sternen wichtig?
Die Eddington-Grenze ist eine theoretische Maximalleuchtkraft, die ein Stern bei gegebener Masse erreichen kann, ohne instabil zu werden. Sie schützt die Sterne davor, unkontrolliert zu wachsen, da bei Überschreiten der Grenze der Strahlungsdruck die Gravitation überwältigt und der Stern sich selbst zerfetzt, was ein limits set für die Größe und Masse eines Sterns darstellt.
