Dieser Stern, der etwa 6.000 Lichtjahre entfernt liegt, ist ein roter Hyperriese. Sein Durchmesser beträgt fast das 1.500-fache der Sonne, aber seine Masse beträgt nur 17 Sonnenmassen. Diese Disproportion erklärt sich durch sein fortgeschrittenes Entwicklungsstadium. Er unterliegt erheblichen Pulsationen und Helligkeitsschwankungen.
Am Ende ihres Lebens treten Sterne wie VY Canis Majoris in eine Expansionsphase ein. Die Wasserstofffusion verlagert sich in eine Schale um den heliumreichen Kern. Diese Reaktion erzeugt eine intensive Strahlung, die die Sternatmosphäre nach außen drückt. Der Stern kühlt ab und nimmt eine charakteristische rote Färbung an.
R136a1 ist hingegen der massereichste bekannte Stern mit etwa 300 Sonnenmassen. Seine Leuchtkraft entspricht dem 4,5-millionenfachen unserer Sonne, wobei er hauptsächlich im Ultravioletten strahlt. Seine kurze Lebensdauer beträgt nur wenige Millionen Jahre. Der Strahlungsdruck begrenzt sein Wachstum.
Diese stellaren Giganten erleuchten den Kosmos kurzzeitig, bevor sie in Supernovae verschwinden. Ihre Erforschung hilft, die Lebenszyklen von Sternen zu verstehen.
Darstellung des Sterns R136a1, Rekordhalter in Masse und Leuchtkraft.
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Wie wird ein Stern so groß?
Die Expansion eines Sterns am Ende seines Lebens resultiert aus inneren Veränderungen. Der Kern sammelt Helium an, ein Produkt der Kernfusion, was die Reaktionen stört.
Die Wasserstofffusion verlagert sich dann in eine Schale um den Kern. Diese Schale emittiert enorme Strahlungsmengen, die einen Druck nach außen ausüben.
Dieser Druck bläht die Sternatmosphäre auf und vergrößert den Durchmesser des Sterns erheblich. Er kühlt ab und wird zu einem roten Riesen oder Hyperriesen.
Dieser Prozess ist universell und auch für unsere Sonne in mehreren Milliarden Jahren vorgesehen.
Größenvergleich von Sternen, von roten Zwergen bis R136a1, einschließlich der Sonne.
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Warum haben massereiche Sterne ein kurzes Leben?
Die Masse eines Sterns bestimmt seine Kernfusionsrate. Je massereicher er ist, desto intensiver und schneller laufen die Reaktionen ab.
Diese Intensität verbraucht den Sternenbrennstoff, hauptsächlich Wasserstoff, in beschleunigtem Tempo. Sehr massereiche Sterne erschöpfen so ihre Reserven in nur wenigen Millionen Jahren.
Im Vergleich dazu verbrennt ein Stern wie die Sonne, mit durchschnittlicher Masse, ihren Wasserstoff über etwa 10 Milliarden Jahre. Die kurze Existenz der Riesen führt zu einem explosiven Ende in einer Supernova.
Diese Explosionen verteilen schwere Elemente, die für die Bildung neuer Sterne und Planeten essentiell sind.