Teil 1 - Sieg über die Sonne
Eine Ursonne, ein Protostern, langsam aus einem konfusen Gasnebel herauskondensiert - wie etwa jener im Orion -, ist von gewaltiger Ausdehnung, der Durchmesser beträgt ein Lichtjahr, die Dichte ist lächerlich (aber doch schon für sein späteres Schicksal entscheidend), beinahe ein Vakuum, die Zusammensetzung der Gase: 80% Wasserstoff, 2% schwere Elemente, hineingeschossen aus einer Supernova-Explosion (fehlen die schweren Elemente, entstehen keine Planeten), 1% Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Neon, der Rest Helium; der Drehimpuls kaum 10 cm in der Sekunde, die Temperatur tief, das Gas ist ein Gemisch von kosmischem Staub, sogar “organische” Moleküle aus Kohlenstoffverbindungen kommen vor.
Die Gravitation lässt die ungeheure Ursonne zusammenschrumpfen, sie wird zu einem Roten Überriesen, ihr Durchmesser beträgt eine Lichtstunde, ihr Drehimpuls wird immer größer. Wenn sie sich etwa auf die Größe der Merkurbahn zusammengeballt hat, auf einen Durchmesser von drei Lichtminuten, schleudert die Sonne, durch ihre äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit von 100 km pro Sekunde zu einer Scheibe geworden, Materie in den Weltraum. 
Der größte Teil dieser weggeschleuderten Materie, vor allem der Wasserstoff, entweicht der Anziehungskraft der Sonne für immer; Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Neon bilden die äußeren großen, Eisen, Magnesium, Silizium die inneren kleinen Planeten; die Sonne ist auf den zehnbillionsten Teil ihrer einstigen Größe zusammengefallen, sie ist ein gelber Zwerg geworden, ihr Durchmesser beträgt nun eine Million Kilometer, ihre äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit, durch das Wegschleudern von Materie gebremst, ist zwei Kilometer die Stunde, ihr Zustand ist stabil geworden. Zwar ist der Druck auf das Sonneninnere auf etwa 100 Milliarden Kilo pro Kubikzentimeter angewachsen - unter diesem Gewicht müsste sie zusammenstürzen -, aber die Temperatur des Sonneninnern beträgt 13 Millionen Grad, so daß ein Druckgleichgewicht zustande kommt. Bei einer so enormen Temperatur findet ein Kernprozeß statt, der Wasserstoff in Helium umwandelt; die erzeugte Energie wird durch Lichtquanten abgestrahlt, doch das Sonneninnere ist vollkommen dunkel.
Bei der ungeheuren Temperatur des Sonneninnern wird das Licht schon nach Bruchteilen von Zentimetern absorbiert, so daß die Lichtquanten in ständigen Abstrahlungs- und Einfangprozessen die Energie in die kühlere Konvektionszone schaffen, die wie ein Mantel das Sonneninnere umschließt; dieser Transport dauert 10 Millionen Jahre. In der Konvektionszone werden heiße mit kühleren Gasmassen durchmischt, doch gelingt es dem größeren Teil der Lichtquanten nicht, die Konvektionszone zu durchschießen, ein Teil der Energie strahlt wieder ins Zentrum zurück, aber die in die Konvektionszone gelangte Energie bringt diese zum Brodeln:
die äußeren konvektiven Zonen werden instabil, Sonnenflecke bilden sich, Protuberanzen steigen in die Sonnenatmosphäre, fallen wieder auf die Oberfläche zurück, die Lichtquanten werden endlich frei und gelangen durch die Photosphäre, die Chronosphäre und durch die Korona in den Weltraum. Zum Druckgleichgewicht des Innern sind das Oberflächen- und das Energiegleichgewicht gekommen, die Photosphäre strahlt soviel Energie in den Raum, wie sie von der konvektiven Zone zugeliefert bekommt: Der Energiehaushalt der Sonne ist geordnet - obgleich sie täglich 360 Milliarden Tonnen Materie verliert, eine Lappalie bei ihrer Größe.
Doch kann dieser ideale Zustand nicht ewig währen; der Kernprozeß im Sonneninnern dringt in die Konvektionszone vor, die Sonnenoberfläche wird heißer: kaum ist auf der Erde noch zu leben. Die Sonne bläht sich auf, bis sie wieder die Merkurbahn erreicht: das Leben auf der Erde erlischt, die Atmosphäre, die Meere verdampfen. Die Sonnenoberfläche beginnt sich abzukühlen, die Sonne schrumpft; damit nimmt die Oberflächentemperatur wieder zu. Die Sonne wird wieder so groß, wie sie heute ist, nur ungemein heller und heißer, sie wird ein Blauer Stern. Das Druckgleichgewicht hat sich zwar wieder hergestellt, doch schon verbrennt die Sonne das Helium ihres Innern und erhitzt den Wasserstoff, der das Sonneninnere umgibt. Der erhitzte Wasserstoff expandiert, doch ist er nicht schnell genug, um der Sonne entweichen zu können, nur ein hundertstel Prozent der Gesamtmasse der Sonne entkommt. Während der Expansion leuchtet die Sonne wochenlang hunderttausendmal so hell wie die heutige Sonne, sie ist eine Nova geworden.
Nach tausend solcher Expansionen ist die Sonne vom Wasserstoff befreit, nun ein Weißer Zwerg, nicht größer als die Erde; das Gas ist entartet, nur noch wenige Elektronen bewegen sich frei, die Sonne hat ihre nuklearen Energievorräte erschöpft, sie ist zum Molekül geworden. Die Gravitation hat die Expansion besiegt, die Sonne erkaltet, sie wird zu einem erdgroßen Kristall, zu einem unsichtbaren Schwarzen Zwerg endlich, wenn auch die Zeit,die sie dazu braucht, größer als das Alter unseres Milchstraßensystems ist.
Aber nicht alle Sonnen nehmen dieses Ende, Sterne, deren Masse kleiner ist als die der Sonne, die Roten Zwerge, konnten wahrscheinlich nie eine nennenswerte Konvektionszone entwickeln, sie wurden vorzeitig zu einer kleinen Nova, aber der übriggebliebene Kern hatte zu wenig Masse, um zu einem Weißen Zwerg zusammenzusacken. Sterne, deren Masse die der Sonne um das 1,44fache übertrifft, werden um so schneller instabil, je schwerer sie sind, weder das Druck- noch das Oberflächen- noch das Energiegleichgewicht wird auf längere Zeit erreicht, sie gehen mit ihrem Energiehaushalt zu verschwenderisch um, wie die Blauen Riesen etwa:Der immense Innendruck bewirkt im Kern Temperaturen von über 3 Milliarden Grad; in dieser Hölle wandeln sich alle Elemente in Helium um.
Je übertriebener die Masse der Sonne ist, desto rapider wächst die Gefahr, daß sie zu einer Supernova wird: Eine ungeheuerliche Explosion fegt die Konvektionszone der Sonne in den Raum und strahlt mehr Licht ab als ein galaktisches System mit seinen hundert Milliarden Sonnen, während es dem Kern, liegt er über 1,44 Sonnenmassen - über der berüchtigten Grenze Chandrasekhars -, nicht mehr gelingt, den Gleichgewichtszustand eines Weißen Sterns zu erreichen; er sinkt unter seiner eigenen Schwere in sich zusammen, er wird eine winzige Sonne von grotesker Dichte, deren Durchmesser zehn Kilometer beträgt, die sich dreißigmal in einer Sekunde um sich selber dreht. Dieser Neutronenstern vermag nicht mehr zu explodieren, seine Atome sind zusammengebrochen, die Atomkerne durch das Zusammenquetschen von Elektronen und Protonen in Neutronen zerfallen, sie bilden ein entartetes Neutronengas.
Ist der Kern noch schwerer, wird der Gravitationskollaps vollkommen; diese besonders massenreichen Sonnenkerne fallen aus Raum und Zeit, sie werden zu Schwarzen Löchern, die durch ihre Schwerkraft ihre Umgebung in sich saugen. (…) Ich bin weder Astronom noch Physiker, mein Wissen über die Sterne ist nur ein ungefähres. Ich las vor dem Dritten Weltkrieg einige Bücher darüber, die heute sicher veraltet sind. Ich versuchte, mich an sie zu erinnern und aus meiner Erinnerung die Entwicklung der Sterne zu rekonstruieren.
Aus: Friedrich Dürrenmatt: Der Winterkrieg in Tibet, S.106-111
Die Illustrationen stammen aus der Bilderserie “Espaco 1999”, die Frau G. mir freundlicherweise von einem Flohmarkt in Lissabon mitgebracht hat.
Fortsetzung folgt.
