Wie ein Stern stirbt, hängt vor allem von seiner Masse ab. Sobald sein nutzbarer Kernbrennstoff zur Neige geht, verändert sich das Gleichgewicht zwischen dem nach außen gerichteten Druck und der nach innen wirkenden Schwerkraft.

Sterne von ähnlicher Masse wie unsere Sonne blähen sich zunächst zu Roten Riesen auf. Später stoßen sie ihre äußeren Gasschichten ab. Diese bilden eine leuchtende Hülle, die als planetarischer Nebel bezeichnet wird. Zurück bleibt der heiße, sehr dichte Kern: ein Weißer Zwerg. In ihm findet keine Kernfusion mehr statt. Er kühlt über einen sehr langen Zeitraum langsam ab.

Massereiche Sterne haben ein deutlich heftigeres Ende. Sie können in ihrem Inneren immer schwerere Elemente erzeugen. Sobald sich ein Eisenkern bildet, lässt sich durch weitere Fusion keine nutzbare Energie mehr gewinnen. Der Kern bricht unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen, während die äußeren Schichten als Supernova ins All geschleudert werden.

Aus dem zusammengepressten Kern kann ein Neutronenstern entstehen. War der ursprüngliche Stern besonders massereich, kann der Kollaps zur Bildung eines Schwarzen Lochs führen.

Sterne verschwinden somit nicht spurlos. Ihre ausgestoßenen Gase enthalten chemische Elemente, aus denen später neue Sterne, Planeten und möglicherweise auch Leben entstehen können.

Quellen
▪ NASA Science: „Types of Stars“
▪ NASA Science: „The Lives, Times, and Deaths of Stars“
▪ European Space Agency: „Stellar Evolution“