Aus dem Licht der Sterne filterten Astronomen typische Eigenarten der unvorstellbar weit entfernten Himmelskörper. Theoretiker verbanden die vergleichsweise geringen Informationen zu einem einleuchtenden Gedankengebäude: dem Lebenslauf der Sterne.

Doch den theoretischen Modellen mangelte es an Genauigkeit. Besonders die Übergänge zwischen den einzelnen Jahrmillionen andauernden Phasen eines Sternenlebens bereiteten den kosmischen Wahrsagern Mühe: Beobachtungen und Berechnungen stimmten oft nicht miteinander überein.

Diese dunklen Stellen in der Biographie der Sterne – und besonders der Sonne – erhellen Astronomen seit einigen Jahren mit Hilfe von Computern. Denn erstmals verfügen die Forscher über ausreichende Rechenkapazitäten, um die komplizierten Vorgänge im Inneren der Sonne und der Sterne theoretisch nachzuvollziehen.

Computerhilfe nahm auch der US-Astronom Dr. S. C. Vila von der Pennsylvania University in Anspruch: Er programmierte zusammen mit seinem Team einen Hochgeschwindigkeits-Elektronenrechner mit allen verfügbaren Daten der Entwicklung von Sternen mit der Größe der Sonne – etwa Druck- und Dichte-Eigenschaften oder Gesetze der Kernphysik. Das Ergebnis seiner Rechenarbeit veröffentlichte Vila vor kurzem in der Wissenschaftszeitschrift "Astrophysical Journal".

Zwar ist den Astrophysikern der Werdegang der Sonne und ihre zukünftige Entwicklung – zum Teil dank Computerhilfe – relativ gut bekannt. So wissen die Gelehrten, daß Sterne mit Sonnengröße als sogenannte "Weiße Zwerge" enden. Aber der genaue Lebensweg dieser Sterne, der mit einer winzigen, nur planetengroßen, aber ungemein dicht gepackten Kugel abschließt, bereitete den Forschern einige Schwierigkeiten: die errechneten Modelle stimmten eben in den entscheidenden Phasen nicht mit den Beobachtungen überein.

Als kritische Entwicklungsphase erkannten Astronomen die dramatischen Prozesse beim Beginn der "Helium-Verschmelzung": Nach vielen Milliarden Jahren gleichmäßiger Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium (bei der Sonne: nach etwa neun Milliarden Jahren) ist der Wasserstoffvorrat eines Sterns aufgebraucht, das atomare Feuer erlischt. Die ungeheure Schwerkraft des Himmelskörpers – zuvor im stabilen Gleichgewicht mit dem atomaren Strahlungsdruck – drückt die Sternenmasse nun so weit zusammen, daß im Inneren des Himmelskörpers selbst Heliumkerne miteinander verschmelzen (erforderliche Temperatur: 50 Millionen Grad Celsius). Diese neue, wesentlich energiereichere Kernfusion bläht den vorher sonnengroßen Stern zu einer riesenhaften roten Kugel auf: einem "Roten Riesen".

Vila setzte bei seinen Berechnungen über kritische Phasen im Leben einer Sonne erstmals einen neuen Faktor ein: die Wirkungen der sogenannten "Neutrinos" bei den atomaren Prozessen im Sterninneren (Neutrinos sind masselose Elementarteilchen, die eine wichtige Rolle bei verschiedenen Kernreaktionen spielen – etwa beim Beta-Zerfall eines Neutrons in ein Proton, ein Elektron und ein Neutrino. Neutrinos können – so vermuteten Astrophysiker bereits vor mehreren Jahrzehnten – unter bestimmten Umständen Sternen einen übergroßen Energieverlust zufügen). Der US-Forscher hatte auf Anhieb Erfolg: Sein theoretisches Modell stimmt mit den Beobachtungen der Fernrohr-Astronomen überein.