Stern

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Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen sind unter Stern (Begriffsklärung) aufgeführt.

Ein Stern (lateinisch stella und astrum, ahd. sterno) ist in der Astronomie ein massereicher, selbstleuchtender Himmelskörper aus Gas und Plasma, wie unsere irdische Sonne. Er wird durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten und ist an der Oberfläche 2.200 K bis 45.000 K heiß, Weiße Zwerge können Temperaturen bis zu 100.000 K erreichen. Dass fast alle dem bloßen Auge punktförmig erscheinenden Himmelskörper weit entfernte Sterne sind, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie.

Die meisten Sterne sind Teil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems und/oder haben ein Planetensystem. In größerer Zahl bilden sie Sternhaufen und Galaxien. Sterne kommen in unterschiedlichsten Größen, Leuchtkräften und Farben vor und werden daher nach bestimmten Eigenschaften klassifiziert. Sie sind äußerst aktive Gasriesen, die im Innern Millionen Grad heiß und sehr turbulent sind. Von ihrer glühenden Oberfläche senden sie neben intensiver Strahlung auch geladene Plasmateilchen weit in den Raum und bilden eine Astrosphäre (siehe Heliosphäre unserer Sonne). Sterne und ihre Eigenschaften sind auch bei der Frage von großer Bedeutung, ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen kann oder nicht (siehe Habitable Zone).

Illustration verschiedener Sterne: Bellatrix als Blauer Riese, Algol B als Roter Riese eines Doppelsystems, unsere eigene Sonne, der Rote Zwerg OGLE-TR-122b, sowie die Gasriesen Jupiter und Saturn
Größenvergleich von Himmelskörpern:
1: Merkur < Mars < Venus < Erde
2: Erde < Neptun < Uranus < Saturn < Jupiter
3: Jupiter < Wolf 359 < Sonne < Sirius
4: Sirius < Pollux < Arktur < Aldebaran
5: Aldebaran < Rigel < Antares < Beteigeuze
6: Beteigeuze < Granatstern (auch Mµ Cephei) < VV Cephei A < VY Canis Majoris

Übersicht[Bearbeiten]

Die meisten Sterne bestehen aus heißem Plasma (gasförmig, zu 99 % aus Wasserstoff und Helium). Ihre Strahlungsenergie wird im Sterninnern durch die stellare Kernfusion erzeugt und gelangt durch intensive Strahlung und Konvektion an die Oberfläche. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung wie Weiße Zwerge und Neutronensterne werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie nur aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben.

Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Planetensystems. Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein „normaler Stern“ ist, doch ahnten bereits antike Naturphilosophen, dass sie heißer als ein glühender Stein sein müsse. Die Sonne ist der einzige Stern, auf dem von der Erde aus deutlich Strukturen zu erkennen sind. Alle anderen Sterne sind dafür zu weit entfernt. Sie erscheinen mit den zur Verfügung stehenden optischen Instrumenten als Punkte, genauer als Beugungsscheibchen. Lediglich relativ nahe Überriesen wie Beteigeuze oder Mira konnte man mit modernsten Teleskopen bereits als Scheibchen darstellen und sogar riesige Sonnenflecken nachweisen.

Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelsternen (heute Planet) und Schweifsternen (heute Komet) verwendet. Auch Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel, wenn auch vergleichsweise langsam. So werden in 10.000 Jahren manche der heutigen Sternbilder kaum mehr erkennbar sein.

Mit bloßem Auge sind am gesamten Himmel je nach Luftgüte etwa 2000 bis 6000 Sterne zu erkennen, in Stadtnähe jedoch weniger als 1000. Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Lichtpunkte täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer Wertebereiche überspannen, die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während Neutronensterne fast zehnmal so dicht wie Atomkerne sind, sodass ein Teelöffel davon über zwei Milliarden Tonnen wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen Tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin. Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher innerer Strukturreichtum vor. Dieser Artikel bietet einen groben Überblick und verweiset auf weiterführende Artikel.

Sterne aus der Sicht des Menschen[Bearbeiten]

Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch als Navigationssterne benutzt. In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien. Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt – unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke – und durch die im 19. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace. Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge. Häufig werden beide Theorien jedoch zusammengefasst als Kant-Laplace-Theorie.

Sternbilder und Sternbezeichnungen[Bearbeiten]

Die im westlichen Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen.

Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier. Ein ähnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden, aufsteigend nach Rektaszension geordneten Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet, wie zum Beispiel bei 13 Lyrae. Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert.

Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.

Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels[Bearbeiten]

Blickrichtung nach Norden (Anklicken für Animation)

Da sich die Erde im Laufe eines Tages einmal um sich selbst dreht und im Laufe eines Jahres auch einmal um die Sonne bewegt, ändert sich der Anblick des Himmels mit Sternen und Sternbildern für den Beobachter auf der Erde nun im Verlauf einer Nacht ebenso wie im Ablauf eines Jahres.

Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde (nördlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich während der Nacht der Sternenhimmel im Gegenuhrzeigersinn um den Polarstern. Bei Blickrichtung nach Süden verläuft die scheinbare Bewegung der Sterne genau andersherum (weil der Beobachter andersherum steht): Die Sterne und der Sternenhimmel bewegen sich scheinbar im Uhrzeigersinn von links (Osten) nach rechts (Westen). Auch im Ablauf eines Jahres ergibt sich bei Blick nach Norden die gleiche Bewegung im Gegenuhrzeigersinn, nur langsamer. Bei Blick nach Süden ist die scheinbare Bewegung dann wieder im Uhrzeigersinn von links nach rechts. Der Sternenhimmel kann dabei – ausgenommen die Stellungen der Planeten und des Mondes – sehr ähnliche Bilder zeigen: Beispielsweise ist der Anblick am 31. Oktober um 4:00 Uhr in etwa gleich dem am 31. Dezember um 24:00 Uhr oder dem am 2. März um 20:00 Uhr. Das bedeutet, dass eine Uhrzeit-Veränderung von vier Stunden (ein sechstel Tag) einer Kalender-Veränderung von rund 60 Tagen (ein sechstel Jahr) entspricht – in Gegenrichtung.

Für den Beobachter auf der Südhalbkugel der Erde (südlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Süden dreht sich während der Nacht der Sternenhimmel im Uhrzeigersinn um den Himmelssüdpol. Bei Blickrichtung nach Norden verläuft die scheinbare Bewegung der Sterne genau andersherum (weil der Beobachter andersherum steht): Die Sterne und der Sternenhimmel bewegen sich scheinbar im Gegenuhrzeigersinn von rechts (Osten) nach links (Westen). Auch im Verlauf eines Jahres ergibt sich bei Blick nach Süden die gleiche Bewegung, nur langsamer, im Uhrzeigersinn. Bei Blick nach Norden ist die scheinbare Bewegung wieder im Gegenuhrzeigersinn von rechts nach links.

Bild eines Sterns bei hoher Vergrößerung (hier der etwa 330 Lj. entfernte R Leonis). Zu sehen sind neben dem unaufgelösten Bild des Sterns auch die Beugungsscheibchen der Punktquelle.

Verteilung der Sterne am Himmel[Bearbeiten]

Der erdnächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,22 Lichtjahren. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius mit einer scheinbaren Helligkeit von −1,46m, gefolgt von etwa 20 Sternen erster Größe. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie konzentrieren sich – zusammen mit über 100 Milliarden schwächerer, freiäugig unsichtbarer Sterne – in einem schwach leuchtenden Band quer über den Nachthimmel, das die Ebene unserer Milchstraße (Galaxis) markiert.

Sterne erscheinen wegen ihrer riesigen Entfernung nur als Lichtpunkte am Himmel, die bei der Abbildung durch das Auge oder Teleskop zu Beugungsscheibchen verschmieren. Je größer die Apertur, desto kleiner sind die Beugungsringe (siehe Bild). Nur die beiden recht nahen Riesensterne Beteigeuze und Mira liegen mit einem scheinbaren Durchmesser von ca. 0,03" an der Auflösungsgrenze des Hubble-Weltraumteleskops und erscheinen dort als unstrukturierte Fläche.

Das Flackern der Sterne, die Szintillation, das meist beim Beobachten mit bloßem Auge sichtbar ist, beruht auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre. Es hat nichts mit den Leuchteigenschaften der Sterne zu tun.

Mit bloßem Auge sind unter optimalen Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennbar. Am irdischen Nachthimmel sind dies maximal 5000, d. h., auf der sichtbaren Himmelshälfte rund 2000. Diese Zahl gilt für völlig klare Luft und sinkt durch die industrielle und städtische Lichtverschmutzung oft auf nur 300–500, in den Stadtzentren sogar auf 50–100 Sterne.

Vorkommen und Eigenschaften[Bearbeiten]

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil des Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne[Bearbeiten]

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 × 1022) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre bis 200 Millionen Jahre (vgl. Galaktisches Jahr). Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich im Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Zustandsgrößen der Sterne[Bearbeiten]

Farben-Helligkeits-Diagramm, schematisch. Die logarithmische Helligkeitsskala erstreckt sich über mehr als vier Zehnerpotenzen. Links befinden sich der blaue und rechts der rote Spektralbereich. Das eingezeichnete Linienfeld markiert Spektralklassen B0 bis M0 und Helligkeitsklassen Ia bis V.

Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter. Dazu zählen:

und, je nach Zusammenhang:

Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur die projizierte Komponente v\cdot \sin i mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt.

Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sterne erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird.

Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu Roten Riesen und enden teilweise als Weiße Zwerge. Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben.

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 2200 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,1 bis 25 Sonnenradien. Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte, bei VY Canis Majoris sogar die des Saturns. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist. Die Masse von Sternen der Hauptreihe kann durch die Masse-Leuchtkraft-Relation abgeschätzt werden.

Die Eigenbewegung eines Sterns schließlich ist der Geschwindigkeitsvektor in Bezug auf die Position der Sonne. Typische Eigenbewegungen liegen zwischen 10 und 100 Kilometern pro Sekunde. Diese ist meist auch eine Eigenschaft der Umgebung des Sterns, d. h. Sterne befinden sich meist in Ruhe in ihrer eigenen Umgebung. Das rührt daher, dass Sterne in Gruppen aus großen Gaswolken entstehen. Durch zufällige Prozesse wie beispielsweise Sternbegegnungen in dichten Kugelsternhaufen oder mögliche Supernova-Explosionen in ihrer Umgebung können Sterne überdurchschnittliche Eigengeschwindigkeiten erhalten (so genannte runaway stars oder Hyperschnellläufer). Die jeweilige Geschwindigkeit geht aber nie über Werte von wenigen hundert Kilometern pro Sekunde hinaus. Die erste Entdeckung von Sternen, die aufgrund ihrer Eigenbewegung die Milchstraße verlassen werden, wurde in den letzten Jahren gemacht. Momentan sind elf dieser Sterne bekannt, die großteils durch nahe Begegnungen mit dem Schwarzen Loch im galaktischen Zentrum ihren Impuls bekommen haben.[1][2]

Sternentwicklung[Bearbeiten]

Entstehung[Bearbeiten]

Hauptartikel: Sternentstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:

Aufnahmen eines entstehenden Sterns: oben ein leuchtender Jet von 12 Lichtjahren Länge in einer optischen Aufnahme, in der unteren Infrarotaufnahme die Staubscheibe, deren Rand wir als Balken in der Mitte eines dunklen Doppelkegels erkennen.
Schematische Übersicht der Lebensphasen eines Sternes
  1. Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke (meist Molekülwolke), die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser können z. B. die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein.
  2. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen (räumlich eng begrenzte Staub- und Gaswolken), aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen. Die Periode der Kontraktion dauert insgesamt etwa 10 bis 15 Millionen Jahre.
  3. Bei der weiteren Kontraktion der Globulen nimmt die Dichte zu und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie (wie des damit erhöhten Gravitationsdrucks) steigt die Temperatur weiter an (Virialsatz; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das sogenannte Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die stellare Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe können ein oder mehrere Sterne sowie Planeten entstehen. Diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht so gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können.

Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme. Dies wird beschrieben durch die Ursprüngliche Massenfunktion. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:

  • Oberhalb einer gewissen Grenzmasse können Sterne durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
  • Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Der mit 265 Sonnenmassen schwerste bislang entdeckte Stern mit Kurzbezeichnung R136a1 ist etwas über eine Million Jahre alt und befindet sich in einem Sternhaufen im Tarantelnebel der Großen Magellanschen Wolke.[3] Bei seiner Entstehung könnte der Stern bis zu 320 Sonnenmassen gehabt haben.[4]
  • Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
  • Masseärmere Sterne zwischen 0,07 und 3 Sonnenmassen bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
  • Objekte zwischen 13 und 75 Jupitermassen (oder 0,07 Sonnenmassen) erreichen ebenfalls die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden, allerdings nicht die Fusion von Wasserstoff, sondern nur die von primordial in geringen Mengen vorhandenem Lithium und Deuterium. Diese Objekte werden Braune Zwerge genannt und sind hinsichtlich ihrer Masse zwischen den planetaren Gasriesen (bis 13 MJ) und Sternen angesiedelt. Da der Brennstoffvorrat nicht ausreicht, die Kontraktion nennenswert aufzuhalten, werden braune Zwerge als substellare Objekte bezeichnet.[5]
Aktives Sternentstehungsgebiet NGC604 mit einem Durchmesser von 1.300 Lichtjahren im Dreiecksnebel M33

Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind.

Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, diese Sterne waren zu massereich und somit kurzlebig, um bis heute zu existieren. Die nächste Generation, Population-II-Sterne genannt, existieren noch heute, man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße, aber auch in Sonnennähe wurden sie nachgewiesen. Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten. Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehören dazu. Man bezeichnet sie als Sterne der Population I.

Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC 3603 im Sternbild Kiel des Schiffs in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

Hauptreihenphase[Bearbeiten]

Das Farben-Helligkeits-Diagramm gleichzeitig entstandener Sterne unterschiedlicher Massen enthält einen Abzweigepunkt, der das Alter der Gruppe widerspiegelt. Oberhalb dieses Punktes haben sich die Sterne bereits von der Hauptreihe fortentwickelt.
Hauptartikel: Hauptreihe

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das Hunderttausendfache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer Hauptreihenphase hinter sich gebracht. Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da die Roten Zwerge ein Alter von mehreren 10 Milliarden bis hin zu Billionen von Jahren erreichen und das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen auch noch kein einziger die Hauptreihe verlassen können.

Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarien beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen.

Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer (etwa 90 Prozent ihrer Lebenszeit) auf der Hauptreihe. Während dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmäßig Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne langsam größer, heißer und heller und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung.

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.

Spätstadien[Bearbeiten]

Letzte Brennphasen[Bearbeiten]

Planetarischer Nebel Messier 57 (Ringnebel) mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr
Nebel um den extrem massereichen Stern Eta Carinae mit einem Längsdurchmesser von etwa 0,5 Lichtjahren, entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren

Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt. Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.

  • Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu Weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die Weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als Schwarze Zwerge.
  • Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu Roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem Hundertfachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu Weißen Zwergen wie oben beschrieben.
  • Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu Weißen Zwergen.
  • Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um η Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist:
  Brennmaterial   Brennvorgang
(Nukleosynthese
Temperatur in
 Millionen Kelvin 
  Dichte (kg/cm3)   Brenndauer
H Wasserstoffbrennen 40 0,006   10 Millionen J.  
He Heliumbrennen 190 1,1 1 Million Jahre
C Kohlenstoffbrennen 740 240 10.000 Jahre
Ne Neonbrennen 1.600 7.400 10 Jahre
O Sauerstoffbrennen 2.100 16.000 5 Jahre
Si Siliciumbrennen 3.400 50.000 1 Woche
Fe-Kern Kernfusion schwerster Elemente 10.000   10.000.000   -
Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, kollabiert er innerhalb Sekundenbruchteilen, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen Umständen als Endprodukt einer solchen Supernova vom Typ II ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität[Bearbeiten]

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese. Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfangen von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, finden auch Protoneneinfang und Spallation statt.

Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Sterngenerationen entstehen. Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, umso mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Doppelsterne[Bearbeiten]

Hauptartikel: Doppelstern

Ein Doppelstern oder Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammen stehen. Wenn sie gravitativ aneinander gebunden sind, bewegen sie sich periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt.

Man unterscheidet folgende Arten doppelter Sterne bzw. Sternpaare:

  • Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne): zwei Sterne, die von der Erde aus in fast gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die sich aber gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen.
  • Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne): Sterne, die einander räumlich nahe, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind.
  • Physikalische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme sind zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den Kepler’schen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Über die Hälfte aller Sterne im Universum sind Teil eines Doppelsternsystems.
  • Ein Mehrfachsternsystem besteht aus mehr als zwei physikalisch gebundenen Sternen.

Veränderliche Sterne[Bearbeiten]

Hauptartikel: Veränderlicher Stern

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen. Man unterscheidet folgende drei Typen von veränderlichen Sternen:

  • Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufs aus unserer Perspektive zeitweise verdecken.
  • Pulsationsveränderliche. Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
    • Cepheiden – Ihrer Periode lässt sich exakt eine bestimmte Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von Bedeutung.
    • Mira-Sterne – Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
    • RR-Lyrae-Sterne – Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90-fache Leuchtkraft der Sonne.
    • Halbregelmäßig veränderliche Sterne. Rote Riesen oder Überriesen pulsieren unregelmäßig in Helligkeit oder Periode.
  • Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Man unterscheidet:
    • UV Ceti-Sterne. Rote Zwerge mit Strahlungsausbrüchen (Flares).
    • Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es sich üblicherweise um Doppelsternsysteme, bei denen ein Massetransfer von einem Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg stattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.
    • Supernovae. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns.

Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare. Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch Schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt. Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Belege[Bearbeiten]

  1. Norbert Przybilla et al.: HD 271791: An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy arXiv:0811.0576v1 [astro-ph], doi:10.1086/592245
  2. Brown et al.: MMT Hypervelocity Star Survey arXiv:0808.2469v2 [astro-ph]
  3. Massereichste Sterne übertreffen bisher angenommenes Maximum um das Doppelte
  4. Rekordstern weit größer als gedacht: Stern mit 300 Sonnenmassen entdeckt, ESO Science Outreach Network, Max-Planck-Institut für Astronomie, 21. Juli 2010 (über Informationsdienst Wissenschaft)
  5. V. Joergens: Origins of Brown Dwarfs. In: Reviews in Modern Astronomy. 18, 2005, S. 216-239. arXiv:0501220v2. Abgerufen am 16. August 2009.

Literatur[Bearbeiten]

  • S.W. Stahler & F. Palla: The Formation of Stars. WILEY-VCH, Weinheim 2004, ISBN 3-527-40559-3
  • H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. Auflage. Bibliographisches Institut, Mannheim 1988, ISBN 3-411-03148-4.
  • H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. Auflage. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7.
  • Rudolf Kippenhahn, A. Weigert: Stellar structure and evolution. Springer, Berlin 1990, ISBN 3-540-50211-4 (englisch).
  • N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Becksche Reihe. Beck, München 1995, ISBN 3-406-39720-4.
  • D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, Cambridge 2000, ISBN 0-521-65065-8.
  • J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: Astronomie (Kapitel 14-16), Hsg.Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
  • Thassilo von Scheffer, Die Legenden der Sterne, 1939.

Weblinks[Bearbeiten]

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