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Unter einem '''Stern''' ( für ?Stern, Gestirn?; '', obgleich er kein Stern wie die Sonne ist.

Dass nahezu alle mit dem bloßen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sonnenähnliche Objekte sind, die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktförmig erscheinen, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie. Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines - oder , viele haben ein . Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfter . Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sterne unterschieden werden. Sie gehören alle zur gleichen wie die Sonne, zur , die aus über hundert Milliarden Sternen besteht. Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihren zur , einem von abertausend .

 aus n ? in bestimmten Gebieten () aus gasf�rmigen n ? durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen. Sie werden von der  ihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher ann�hernd kugelf�rmig. W�hrend ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad hei� ist (beim  knapp 16.000.000�), liegt bei den meisten die  etwa zwischen 2.000  und 20.000 K (bei der  knapp 6.000 K);  k�nnen als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100.000�K an ihrer Oberfl�che erreichen. Von der gl�henden  geht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus, sondern auch ein Strom geladener  () weit in den Raum und bildet so eine .

Sterne können sich in und erheblich unterscheiden, wie auch hinsichtlich und ; im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verändern sich diese Eigenschaften. Eine orientierende wird schon allein mit den beiden Merkmalen und möglich. Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage, ob ein sie umkreisender Planet tragen könnte oder nicht (siehe ).

Etymologie

 ''sterno'',  ''stern[e]'',  ''stj�rna'' stehen neben anders gebildetem althochdeutsch ''sterro'' und mittelhochdeutsch ''sterre'',  ''star''. Au�ergermanisch sind z.�B.  ''ast?r'', isch ''stella'' verwandt. Die W�rter gehen auf  ''st??r-'' ?Stern? zur�ck.

Übersicht

Die meisten Sterne bestehen zu 99 % aus und in der Form von heißem . Ihre wird im Sterninnern durch die erzeugt und gelangt durch intensive Strahlung und an die Oberfläche. Etwa 90 % der Sterne ? die nsterne ? sind wie die Sonne in einem stabilen Gleichgewicht zwischen Gravitation, Strahlungs- und Gasdruck, in dem sie viele Millionen bis Milliarden Jahre verbleiben.
mini|hochkant=1.8|Himmelsk�rper im Gr��envergleich45 1: < < < 46 2: Erde < < < < 47 3: Jupiter < < < 48 4: Sirius < < < 49 5: Aldebaran < < < 50 6: Beteigeuze < < <

Danach blähen sie sich zu en auf und schrumpfen schließlich zu , als die sie langsam abkühlen. Auch diese sehr kompakten Endstadien der Sternentwicklung sowie die noch dichteren e werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie nur mehr aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben.

Der nächste und am besten erforschte Stern ist die en.

Nur einige relativ nahe wie oder werden in modernsten en als Scheiben sichtbar, die grobe Ungleichförmigkeiten erkennen lassen können. Alle anderen Sterne sind dafür zu weit entfernt; sie erscheinen mit den zur Verfügung stehenden optischen Instrumenten als punktförmiger Lichtquellen.

Früher wurde zur Abgrenzung gegenüber ''Schweifsternen'' (en) und ''Wandelsternen'' (en) der Begriff der ''e'' gebraucht. Doch liegen die Positionen von Sternen am Himmel nicht fest, sondern ihre verschieben sich langsam gegeneinander. Die messbare ist verschieden groß und kann bei einem vergleichsweise nahen Stern wie rund zehn n pro Jahr betragen (10,3?/a). In zehntausend Jahren werden daher manche der heutigen er deutlich verändert sein.

Mit sind am gesamten je nach Dunkelheit und atmosphärischen Bedingungen 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 hinsichtlich ihrer Entfernung, sondern auch bezüglich der Variationsbreiten von en, , Massen, und Lebensdauer immense Wertebereiche überspannen. So würde man die äußersten Schichten von nach den Kriterien irdischer Technik als bezeichnen, während Neutronensterne dichter als e sein können; bei einer von 4·1015 kg/m³ wöge ein Löffel mit 12  davon etwa soviel wie das gesamte Wasser im (48 ). Den überaus verschiedenen Erscheinungsformen von Sternen entsprechen erhebliche Unterschiede ihrer inneren Struktur; zwischen den tiefenabhängig gegliederten Zonen finden oft turbulente Austauschvorgänge statt. Dieser Artikel bietet einen groben Überblick und verweist auf weiterführende Artikel.

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sterne haben in allen en eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch als e benutzt. In der stellten sich die en vor, dass die Fixsterne aus glühendem 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 e ? und durch die im 19. Jahrhundert aufkommende bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten n zur Bildung von Sternen stammen von und . Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge. Häufig werden beide Theorien jedoch zusammengefasst als .

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Die im westlichen Kulturkreis bekannten ischen.

Etwa ab 1600 nutzte die verfügbar.

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

Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels

Da sich die Erde im Laufe eines Tages einmal um sich selbst und im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne kreist, ändert sich der Anblick des Himmels mit Sternen und ern für den Beobachter auf der Erde sowohl im Verlauf einer Nacht wie auch mit den en.

Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde (nördlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich während der Nacht der auf den Himmel schaut: im Norden gegen den Uhrzeiger, im Süden 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 fast 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.

Für den Beobachter auf der Südhalbkugel der Erde (südlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Süden dreht sich der Sternenhimmel im Uhrzeigersinn um den Himmelssüdpol. Bei Blickrichtung nach Norden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum: Die Sterne bewegen sich 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.

Verteilung der Sterne am Himmel

Der erdnächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist , er befindet sich in einer Entfernung von 4,22 en (Lj). Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist mit einer von ?1,46m, gefolgt von etwa 20 Sternen . Die Leuchtkraft des 8,6 Lj entfernten Sirius ist etwa 25-mal stärker als die der Sonne, und über tausendmal schwächer als die von . Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören der an. Sie konzentrieren sich ? zusammen mit über 100 Milliarden schwächeren, freiäugig nicht sichtbaren Sternen ? in einem Band quer über den , das die Ebene der Milchstraße markiert. Der am weitesten vom Sonnensystem entfernte bekannte Stern ist in einer Entfernung von 12,9 Milliarden Lichtjahren im , der Anfang 2022 mit dem entdeckt werden konnte.

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

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

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

Vorkommen und Eigenschaften

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der 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 von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Fast alle Sterne finden sich in n. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in angeordnet. Nach Schätzungen der en gibt es im gesamten etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 × 1022) Sternen. Aufgrund der 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. ). Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise wie beispielsweise die , auch Siebengestirn genannt, oder , die sich im von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie im deutlich dichter als in den Randbereichen.

Die längste Liste von bekannten Sternen, der <ref name="article1"></ref>, zählt 2.539.913 Sterne (Stand 2015) und listet deren Position, Bewegung und photometrische Information. Bis zur Magnitude +11,0 hält man den Katalog für 99,9 % vollständig. Er ist das Ergebnis der -Satellitenmission und deren systematischer des Himmels. Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist die -Satellitenmission. Dieser Satellit sammelt seit 2013 Daten und soll den bestehenden Datensatz erheblich erweitern.

Zustandsgrößen der Sterne

Sterne lassen sich mit wenigen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt man ''fundamentale Parameter''. Dazu zählen:
  • an der Oberfläche
  • (wichtigster Parameter), meist in Einheiten der
sowie, je nach Zusammenhang:
  • ()
  • (Häufigkeit schwerer als )

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

Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer sowie einer zuordnen. Diese fallen innerhalb des s (HRD) oder des verwandten s in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die 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 . Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu und enden teilweise als . Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben.

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele en. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 2200  bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 n und ihre Radien von 0,1 bis 25 . Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette in ihnen Platz hätte. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der vergleichbar ist. Die Masse von Sternen der Hauptreihe kann durch die 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 ). 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.

Sternentwicklung

Die Entwicklung eines Sterns im Zeitverlauf wird auch als ''Stellare Evolution'' bezeichnet. Wie auch die ?Lebensdauer? des Sterns hängt sie stark von dessen Anfangsmasse ab, die die nach und nach ablaufenden Fusionsprozesse weitgehend vorherbestimmt. Durch die abgegebene Strahlung verliert ein Stern ständig Energie, die durch interne Prozesse nachgeliefert werden muss: Meistens (tatsächlich ist der Stern immer im "Schrumpfprozess", was bedeutet, seine Masse konzentriert sich immer mehr zum Zentrum hin) passiert das durch kurzzeitige Kontraktionsprozesse, welche durch langanhaltende, energiefreisetzende Fusionsprozesse unterbrochen werden.

Entstehung

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

  1. Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine (meist ), die überwiegend aus besteht, und die aufgrund ihrer eigenen kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den dominiert, und damit das erfüllt ist. Auslöser können z. B. die einer nahen , Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der bereits entstandener Jungsterne sein.
  2. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne n (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 (; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte 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 einsetzt, das heißt die von Wasserstoff zu durch den oder die . Als Folge des es der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse . Aus dieser 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 . Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie- (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können.

Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme. Dies wird beschrieben durch die . 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 produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die (engl. ''blue stragglers''), entstehen vermutlich durch en.
  • ''Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 n'' kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die -reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im . Der mit 265 Sonnenmassen schwerste bislang entdeckte Stern mit Kurzbezeichnung ist etwas über eine Million Jahre alt und befindet sich in einem Sternhaufen im Tarantelnebel der Großen .
  • ''Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen'' durchlaufen eine Phase, in der sie e 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 e.
  • ''Objekte zwischen 13 und 75 n (oder 0,07 Sonnenmassen)'' erreichen ebenfalls die nötige Temperatur, um eine zu zünden, allerdings nicht die Fusion von Wasserstoff, sondern nur die von in geringen Mengen vorhandenem , ab 65 Jupitermassen auch von . Diese Objekte werden genannt und sind hinsichtlich ihrer Masse zwischen den (bis 13 ) und Sternen angesiedelt. Da der Brennstoffvorrat nicht ausreicht, die Kontraktion nennenswert aufzuhalten, werden Braune Zwerge als substellare Objekte bezeichnet.<ref name="joergens2005"></ref>

Aus einer Globule kann sowohl ein oder 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 III, sie waren zu massereich und somit zu 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 en 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 im Sternbild in einer Entfernung von 20.000 en. Sternentstehungsprozesse werden im und im beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop .

Hauptreihenphase

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, desto 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 massearmen entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da die Roten Zwerge ein Alter von 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 er bilden können oder wie stark der 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 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 zu (je nach Masse entweder mit dem oder dem ). 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 heller und bewegen sich weg von der . Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung und in ihrer weiteren Entwicklung bis in 4,6 Mrd. Jahren auch noch einmal um 40% heller wird ("Faustregel": etwa 1% Leuchtkraftzunahme alle 100 Mio. Jahre).

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei nur in einem Zentralbereich des Sternes statt, wo Temperaturen von 5 Mio. K (sehr massearme Sterne) bis über 40 Mio. K herrschen, der nur einen winzigen Teil seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch einen größeren Teil seiner Masse enthält: Bei der Sonne beträgt die Masse des winzigen Kerns ungefähr 10% der Gesamtmasse und auch nur diese 10% stehen während der Hauptreihenphase als "Brennstoff" zur Verfügung: Die Sonne ist eben keine brodelnde Gaskugel, sie durchmischt sich bis auf die dünne Konvektionszone an der Oberfläche nicht. Bei nur wenig massereicheren Sternen (der Übergang zwischen p-p- und CNO-Zyklus findet zwischen 1,12 und 1,3 Sonnenmassen statt) ist wegen der stärkeren Temperaturabhängigkeit des CNO-Zyklus die Energieerzeugung sogar noch stärker zum Zentrum konzentriert und aufgrund des größeren Energieflusses haben diese Sterne konvektive Kerne. Die Temperatur beträgt dort über 18 Millionen Kelvin. Im Kern reichern sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über oder statt, spielt dagegen keine Rolle. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die . 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. Umgekehrt haben , und die masseärmsten Hauptreihensterne niedrige Oberflächentemperaturen von manchmal sogar unter 3.000 K, weshalb sie die meiste Energie im für uns unsichtbaren Infrarot aussenden.

Spätstadien

Letzte Brennphasen

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 s ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,7 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 0,7 Sonnenmassen'' führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten s vollständig. In der Phase des Schalenbrennens werden die Sterne zu mit sehr starkem Masseverlust, durch welchen der Heliumkern im Stern nicht die erforderliche Mindestmasse von 0,45 Sonnenmassen für ein stabiles Heliumbrennen erreicht. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern vorwiegend aus Helium. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die Weißen Zwerge jedoch ab und werden in ferner Zukunft als enden.
  • ''Massearme Sterne zwischen 0,7 und 2,3 Sonnenmassen'' wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern nur über den Umweg der aus Kohlenstoff und Sauerstoff wie oben beschrieben.
  • ''Massereichere Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen'' werden ebenfalls zunächst zu Roten Riesen, erreichen die Phase des Heliumbrennens aber bevor die Entartung des Heliumkernes beginnt und beginnen mit dem stabilen Heliumbrennen ohne den Heliumflash. Nach dem Einsetzen des Heliumbrennens wird aus dem Roten Riese ein und werden danach zu Weißen Zwergen aus Kohlenstoff und Sauerstoff.
  • ''Massereichere Sterne zwischen 8 und 10 Sonnenmassen'' erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des s, bei dem Elemente bis zum Magnesium entstehen. Durch und die Bildung verlieren diese Sterne jedoch einen so großen Teil ihrer Masse, dass sie so unter die kritische Grenzmasse von 1,44 Sonnenmassen für eine -Explosion geraten und werden ebenfalls zu Weißen Zwergen, die allerdings aus der ?Asche? des Kohlenstoffbrennens bestehen: Sauerstoff, Neon und Magnesium. Solche Weißen Zwerge sind sehr selten.
  • ''Massereiche Sterne über 10 Sonnenmassen'' durchlaufen alle möglichen Fusionsprozesse und verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Nach der Hauptreihenphase entwickelt sich ein solcher Stern zum oder (dabei sind Übergänge zwischen beiden Phasen möglich). Typische Vertreter sind , , und mit Leuchtkräften von deutlich über dem 10.000-fachen der Sonne. 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 . 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 als Hauptreihenstern die ca. 30.000-fache Sonnenleistung und den ca. 10-fachen Sonnendurchmesser aufweist:
{| class="wikitable"

|-
! Fusions-
material
!
(Nukleosynthese)  !!Temperatur
(Mio. ) !!
(kg/cm³) !! Fusions-
dauer
|-
|align=center | || align=center | || align=center |40 || align=center |0,006 || align=center |10 Mio. Jahre
|-
|align=center | || align=center | || align=center |190 || align=center |1,1 || align=center |1 Mio. Jahre
|-
|align=center | || align=center | || align=center |740 || align=center |240 || align=center |10.000 Jahre
|-
|align=center | || align=center | || align=center |1.600 || align=center |7.400 || align=center |10 Jahre
|-
|align=center | || align=center | || align=center |2.100 || align=center |16.000 || align=center |5 Jahre
|-
|align=center | || align=center | || align=center |3.400 || align=center |50.000 || align=center |1 Woche
|-
|align=center |-Kern || align=center | || align=center |4.000 || align="center" |10.000.000 || align="center" | -
|-
|} Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Alle nach dem Kohlenstoffbrennen stattfindende Kernfusionen haben keinen Einfluss mehr auf die Sternentwicklung, denn deren Dauer liegt insgesamt nur noch in der Größenordnung von max. 50 Jahren. In dieser kurzen Zeit ist es dem Stern so gut wie unmöglich, noch so viel Masse abzustoßen, um am Ende dem Kernkollaps zu entgehen. In der letzten Phase (Siliciumbrennen) bildet sich ein wachsender Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, kollabiert er innerhalb von Sekundenbruchteilen, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von s und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen Umständen als Endprodukt einer solchen -Explosion vom Typ II ein oder ein 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 s, 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 (), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten . Bei den im 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 mit nachfolgendem in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im . 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 und 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 anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Doppelsterne

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

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 um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Über die Hälfte aller Sterne im sind Teil eines Doppelsternsystems.
  • Ein Mehrfachsternsystem besteht aus mehr als zwei physikalisch gebundenen Sternen.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen, erkennbar in den n. Man unterscheidet folgende Typen von veränderlichen Sternen:
  • . Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufs aus irdischer Perspektive zeitweise verdecken.
  • . Dabei ist die beobachtete Veränderung auf die Rotation des Sterns zurückzuführen, da er nicht in alle Richtungen gleich hell strahlt (z. B. e).
  • . Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die . Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Wichtige Typen sind:
    • ? Ihrer Periode lässt sich exakt eine bestimmte Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von Bedeutung.
    • e ? Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
    • e ? Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90-fache Leuchtkraft der Sonne.
    • e. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns.
  • . Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Beispiele sind (z. B. e, e):
  • e sind Doppelsternsysteme, die Röntgenstrahlung aussenden. Dabei empfängt ein durch Materie von einem anderen Stern. Dadurch ähneln die Röntgendoppelsterne den kataklysmischen Veränderlichen.

Siehe auch

  • ,
  • ,
  • ? freie 3D Echtzeit-Weltraumsimulation (OpenGL)

Literatur

  • 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, : ''Physik der Sterne und der Sonne.'' 2. Auflage. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7.
  • , 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)'', Hrsg. Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
  • , ''Die Legenden der Sterne'', 1939.

Weblinks

  • bei ''www.zum.de''
  • ? Zusammenfassung bei ''www.astronomia.de''
  • (Java) auf der Internetpräsenz der

Belege

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