Die verbogene Raum-Zeit

eaktor. Da wir die Prozesse im Innern der Sterne heute
einigermaßen gut verstehen und auch mit Hilfe von Computern
ziemlich genau berechnen können, ist es möglich, die Zukunft
eines jeden Sterns zu berechnen.
Sterne sind, wenn man von den Details absieht, vergleichsweise
einfache Systeme, und es erweist sich, daß die Zukunft eines
Sterns im wesentlichen von einer Größe abhängt, von der Masse
des Sterns. Der Grund hierfür ist einfach zu verstehen, etwa am
Beispiel unserer Sonne. Diese wird durch ihre eigene Gravitation
zusammengehalten. Würde man die Gravitation abschalten, würde
die Sonne augenblicklich explodieren, wie eine gigantische Wasserstoffbombe.
Im Grunde tut sie dies auch in jeder Sekunde, nur
wird die Explosion sofort durch die alles erfassende Gravitation
verhindert.
Im Sonneninnern herrscht ein delikates dynamisches Gleichgewicht.
Die Sonnenmaterie möchte aufgrund der stattfindenden
Kernprozesse explodieren, während die Gravitation die Sonnenmaterie
zum Gegenteil, also zur Implosion bringen möchte. Das
Resultat ist unsere Sonne, die wir täglich beobachten - eine Sonne,
die stabil und dauerhaft erscheint, und das schon seit mehr als vier
Milliarden Jahren.
Die Situation erinnert an das Gleichgewicht in einem Heißluftballon.
Die von unten nachströmende heiße Luft steigt nach oben
und bläst den Ballon auf, während der Druck der äußeren, kalten
Luft entgegengesetzt wirkt. Beide Kräfte sind normalerweise im
Gleichgewicht, jedoch nur so lange, wie ständig warme Luft nachgeliefert
wird. Bei einem Stern entspricht der warmen Luft die
Strahlung aus dem Innern des Sterns - der von außen drückenden
kalten Luft die Gravitation der Sternmaterie. Geht dem Ballon der
Treibstoff aus, sinkt er zum Boden und fällt in sich zusammen. Die
Größe des Treibstoffvorrats bestimmt also die Dauer des Fluges.
Analog ist es mit der Sonne. In einigen Milliarden Jahren wird
der Kernbrennstoff der Sonne, also der Wasserstoff, aufgebraucht
sein. Der nukleare Ofen erkaltet - die Sonne beginnt ihren
Todeskampf. Da die Kernprozesse langsam zum Erliegen kommen,
zieht sich gegen Ende hin die Sonnenmaterie wegen der
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