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Stern

Althochdeutsch sterno, mittelhochdeutsch stern[e], schwedisch stjärna stehen neben anders gebildetem althochdeutsch sterro und mittelhochdeutsch sterre, englisch star. Außergermanisch sind z. B. griechisch astḗr, lateinisch stella verwandt. Die Wörter gehen auf indogermanisch stē̌r- „Stern“ zurück.

Die meisten Sterne bestehen zu 99 % aus Wasserstoff und Helium in der Form von heißem Plasma. Ihre Strahlungsenergie wird im Sterninnern durch die stellare Kernfusion erzeugt und gelangt durch intensive Strahlung und Konvektion an die Oberfläche. Etwa 90 % der Sterne – die Hauptreihensterne – sind wie die Sonne in einem stabilen Gleichgewicht zwischen Gravitation, Strahlungs- und Gasdruck, in dem sie viele Millionen bis Milliarden Jahre verbleiben.

Himmelskörper im Größenvergleich
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 < VV Cephei A < VY Canis Majoris

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

Der nächste und am besten erforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum des Sonnensystems. 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 Strukturen deutlich zu erkennen sind: Sonnenflecken, Sonnenfackeln und Sonneneruptionen.

Nur einige relativ nahe Überriesen wie Beteigeuze oder Mira werden in modernsten Teleskopen 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 Beugungsscheibchen punktförmiger Lichtquellen.

Früher wurde zur Abgrenzung gegenüber Schweifsternen (Kometen) und Wandelsternen (Planeten) der Begriff der Fixsterne gebraucht. Doch liegen die Positionen von Sternen am Himmel nicht fest, sondern ihre Sternörter verschieben sich langsam gegeneinander. Die messbare Eigenbewegung ist verschieden groß und kann bei einem vergleichsweise nahen Stern wie Barnards Pfeilstern rund zehn Bogensekunden pro Jahr betragen (10,3″/a). In zehntausend Jahren werden daher manche der heutigen Sternbilder deutlich verändert sein.

Mit bloßem Auge sind am gesamten Himmel 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 Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer immense Wertebereiche überspannen. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während Neutronensterne dichter als Atomkerne sein können; bei einer Massendichte von 4·1015 kg/m³ wöge ein Löffel mit 12 cm³ davon etwa soviel wie das gesamte Wasser im Bodensee (48 km³). 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 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

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 vom britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einer vorangestellten, aufsteigend nach Rektaszension geordneten Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, 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. Am gebräuchlichsten ist hierfür der SAO-Katalog mit rund 250.000 Sternen. In Buchform (100 Sterne pro Seite) umfasst er etwa 2.500 Seiten in 4 Bänden, ist aber auch als Datenbank verfügbar.

Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar einige 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

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

Blickrichtung nach Norden (Anklicken für Animation)

Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde (nördlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich während der Nacht der Sternhimmel im Gegenuhrzeigersinn um den Polarstern. Bei Blickrichtung nach Süden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum (weil der Beobachter andersherum steht): Die Sterne und der Sternhimmel bewegen sich im Uhrzeigersinn von links (Osten) nach rechts (Westen). Auch im Ablauf eines Jahres gilt die gleiche, nur 365-mal langsamere Bewegung, wenn man immer zur selben Uhrzeit 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 Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,22 Lichtjahren (Lj). Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius mit einer scheinbaren Helligkeit von −1,46m, gefolgt von etwa 20 Sternen erster Größe. Die Leuchtkraft des 8,6 Lj entfernten Sirius ist etwa 25-mal stärker als die der Sonne, und über tausendmal schwächer als die von Deneb. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören der Milchstraße an. Sie konzentrieren sich – zusammen mit über 100 Milliarden schwächeren, freiäugig nicht sichtbaren Sternen – in einem Band quer über den Nachthimmel, das die Ebene der Milchstraße markiert.

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.

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 der 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.

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

Die Milchstraße. Allein in diesem spektakulären Feld hat die 2MASS Analyse-Software fast 10 Millionen Sterne identifiziert und ihre Eigenschaften gemessen.

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.

Die längste Liste von bekannten Sternen, der Tycho-Katalog, 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 Hipparcos-Satellitenmission und deren systematischer Durchmusterung des Himmels. Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist die Gaia-Satellitenmission. Dieser Satellit sammelt seit 2013 Daten und soll den bestehenden Datensatz erheblich erweitern.

Zustandsgrößen der Sterne

Farben-Helligkeits-Diagramm, schematisch. Die logarithmische Helligkeitsskala erstreckt sich über mehr als vier Zehnerpotenzen. Links befindet 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:

sowie, 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 sin i {\displaystyle 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. 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.

Entstehung

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 als Balken in der Mitte eines dunklen Doppelkegels erkennbar ist.
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. Bei seiner Entstehung könnte der Stern bis zu 320 Sonnenmassen gehabt haben.
  • 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 Deuterium, ab 65 Jupitermassen auch von Lithium. 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.
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, 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 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

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, 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 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

Letzte Brennphasen

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 durch Fusion keine 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:
Übersicht über die Fusionsprozesse innerhalb massereicher Sterne
Fusions-
material
Fusionsvorgang
(Nukleosynthese)
Temperatur
(Mill. K)
Dichte
(kg/cm³)
Fusions-
dauer
H Wasserstoffbrennen 40 0,006 10 Mill. Jahre
He Heliumbrennen 190 1,1 1 Mill. 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 von 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

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.

Hauptartikel: Doppelstern

Ein Doppelstern oder Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammenstehen. 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.
Hauptartikel: Veränderlicher Stern

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen, erkennbar in den Lichtkurven. Man unterscheidet folgende Typen von veränderlichen Sternen:

  • Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufs aus irdischer Perspektive zeitweise verdecken.
  • Rotationsveränderliche. Dabei ist die beobachtete Veränderung auf die Rotation des Sterns zurückzuführen, da er nicht in alle Richtungen gleich hell strahlt (z. B. Pulsare).
  • 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. Wichtige Typen sind:
    • 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.
  • 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.
    Supernova-Überrest Cassiopeia A
    • 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.
  • Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Beispiele sind (z. B. UV-Ceti-Sterne, T-Tauri-Sterne):
  • Röntgendoppelsterne sind Doppelsternsysteme, die Röntgenstrahlung aussenden. Dabei empfängt ein kompakter Partner durch Akkretion Materie von einem anderen Stern. Dadurch ähneln die Röntgendoppelsterne den kataklysmischen Veränderlichen.
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Commons: Stern – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wikiquote: Stern – Zitate
Wiktionary: Stern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
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  6. V. Joergens: Origins of Brown Dwarfs. In: Reviews in Modern Astronomy. 18, 2005, S. 216–239. arxiv:. bibcode:.
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Stern
stern, massereicher, selbstleuchtender, himmelskörper, sprache, beobachten, bearbeiten, titel, dieses, artikels, mehrdeutig, weitere, bedeutungen, sind, unter, begriffsklärung, aufgeführt, unter, einem, altgriechisch, ἀστήρ, ἄστρον, astēr, astron, lateinisch, . Stern massereicher selbstleuchtender Himmelskorper Sprache Beobachten Bearbeiten Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig Weitere Bedeutungen sind unter Stern Begriffsklarung aufgefuhrt Unter einem Stern altgriechisch ἀsthr ἄstron aster astron und lateinisch aster astrum stella sidus fur Stern Gestirn ahd sterno astronomisches Symbol versteht man in der Astronomie einen massereichen selbstleuchtenden Himmelskorper aus sehr heissem Gas und Plasma wie zum Beispiel die Sonne Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt etwa Abendstern obgleich er kein Stern wie die Sonne ist Ein Stern wie die Sonne gibt neben Licht auch Strahlung im extrem ultravioletten Bereich ab Falschfarbendarstellung der Sonnenemission bei 30 nm Dass nahezu alle mit dem blossen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskorper sonnenahnliche Objekte sind die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktformig erscheinen ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern oder Mehrfachsystems viele haben ein Planetensystem Gemeinsam entstandene Sterne bilden ofter Sternhaufen Unter gunstigen Bedingungen konnen mehrere Tausend Sterne freiaugig unterschieden werden Sie gehoren alle zur gleichen Galaxie wie die Sonne zur Milchstrasse die aus uber hundert Milliarden Sternen besteht Diese Galaxis gehort gemeinsam mit ihren Nachbargalaxien zur Lokalen Gruppe einem von abertausend Galaxienhaufen Sterne konnen unterschiedliche Grosse Leuchtkraft und Farbe haben wie Bellatrix als Blauer Riese Algol B als Roter Riese die Sonne und OGLE TR 122b ein Roter Zwerg unten daneben die Gasplaneten Jupiter und Saturn Sterne entstehen aus Gaswolken in bestimmten Gebieten H II Gebiet aus gasformigen Molekulwolken durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen Sie werden von der Schwerkraft ihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher annahernd kugelformig Wahrend ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad heiss ist beim Kern der Sonne knapp 16 000 000 Kelvin liegt bei den meisten die Oberflachentemperatur etwa zwischen 2 000 K und 20 000 K bei der Photosphare der Sonne knapp 6 000 K Weisse Zwerge konnen als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100 000 K an ihrer Oberflache erreichen Von der gluhenden Sternoberflache geht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus sondern auch ein Strom geladener Plasmateilchen Sternwind weit in den Raum und bildet so eine Astrosphare Sterne konnen sich in Masse und Volumen erheblich unterscheiden wie auch hinsichtlich Leuchtkraft und Farbe im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verandern sich diese Eigenschaften Eine orientierende Klassifizierung der Sterne wird schon allein mit den beiden Merkmalen absolute Helligkeit und Spektraltyp moglich Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen konnte oder nicht siehe habitable Zone Inhaltsverzeichnis 1 Etymologie 2 Ubersicht 3 Sterne aus der Sicht des Menschen 3 1 Sternbilder und Sternbezeichnungen 3 2 Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels 3 3 Verteilung der Sterne am Himmel 4 Vorkommen und Eigenschaften 4 1 Raumliche Verteilung und Dynamik der Sterne 4 2 Zustandsgrossen der Sterne 5 Sternentwicklung 5 1 Entstehung 5 2 Hauptreihenphase 5 3 Spatstadien 5 3 1 Letzte Brennphasen 5 3 2 Nukleosynthese und Metallizitat 6 Doppelsterne 7 Veranderliche Sterne 8 Siehe auch 9 Literatur 10 Weblinks 11 BelegeEtymologie BearbeitenAlthochdeutsch sterno mittelhochdeutsch stern e schwedisch stjarna stehen neben anders gebildetem althochdeutsch sterro und mittelhochdeutsch sterre englisch star Aussergermanisch sind z B griechisch astḗr lateinisch stella verwandt Die Worter gehen auf indogermanisch ste r Stern zuruck 1 Ubersicht BearbeitenDie meisten Sterne bestehen zu 99 aus Wasserstoff und Helium in der Form von heissem Plasma Ihre Strahlungsenergie wird im Sterninnern durch die stellare Kernfusion erzeugt und gelangt durch intensive Strahlung und Konvektion an die Oberflache Etwa 90 der Sterne die Hauptreihensterne sind wie die Sonne in einem stabilen Gleichgewicht zwischen Gravitation Strahlungs und Gasdruck in dem sie viele Millionen bis Milliarden Jahre verbleiben Himmelskorper im Grossenvergleich 1 Merkur lt Mars lt Venus lt Erde 2 Erde lt Neptun lt Uranus lt Saturn lt Jupiter 3 Jupiter lt Wolf 359 lt Sonne lt Sirius 4 Sirius lt Pollux lt Arktur lt Aldebaran 5 Aldebaran lt Rigel lt Antares lt Beteigeuze 6 Beteigeuze lt Granatstern lt VV Cephei A lt VY Canis Majoris Danach blahen sie sich zu Riesensternen auf und schrumpfen schliesslich zu Weissen Zwergen als die sie langsam abkuhlen Auch diese sehr kompakten Endstadien der Sternentwicklung sowie die noch dichteren Neutronensterne werden zu den Sternen gezahlt obwohl sie nur mehr aufgrund ihrer Restwarme Strahlung abgeben Der nachste und am besten erforschte Stern ist die Sonne das Zentrum des Sonnensystems Noch im Mittelalter war unbekannt dass die Sonne ein normaler Stern ist doch ahnten bereits antike Naturphilosophen dass sie heisser als ein gluhender Stein sein musse Die Sonne ist der einzige Stern auf dem von der Erde aus Strukturen deutlich zu erkennen sind Sonnenflecken Sonnenfackeln und Sonneneruptionen Nur einige relativ nahe Uberriesen wie Beteigeuze oder Mira werden in modernsten Teleskopen als Scheiben sichtbar die grobe Ungleichformigkeiten erkennen lassen konnen Alle anderen Sterne sind dafur zu weit entfernt sie erscheinen mit den zur Verfugung stehenden optischen Instrumenten als Beugungsscheibchen punktformiger Lichtquellen Fruher wurde zur Abgrenzung gegenuber Schweifsternen Kometen und Wandelsternen Planeten der Begriff der Fixsterne gebraucht Doch liegen die Positionen von Sternen am Himmel nicht fest sondern ihre Sternorter verschieben sich langsam gegeneinander Die messbare Eigenbewegung ist verschieden gross und kann bei einem vergleichsweise nahen Stern wie Barnards Pfeilstern rund zehn Bogensekunden pro Jahr betragen 10 3 a In zehntausend Jahren werden daher manche der heutigen Sternbilder deutlich verandert sein Mit blossem Auge sind am gesamten Himmel je nach Dunkelheit und atmospharischen Bedingungen etwa 2000 bis 6000 Sterne zu erkennen in Stadtnahe jedoch weniger als 1000 Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Lichtpunkte tauscht leicht daruber hinweg dass Sterne nicht nur hinsichtlich ihrer Entfernung sondern auch bezuglich der Variationsbreiten von Temperaturen Leuchtkraft Massendichte Volumen und Lebensdauer immense Wertebereiche uberspannen So wurde man die aussersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen wahrend Neutronensterne dichter als Atomkerne sein konnen bei einer Massendichte von 4 1015 kg m woge ein Loffel mit 12 cm davon etwa soviel wie das gesamte Wasser im Bodensee 48 km Den uberaus verschiedenen Erscheinungsformen von Sternen entsprechen erhebliche Unterschiede ihrer inneren Struktur zwischen den tiefenabhangig gegliederten Zonen finden oft turbulente Austauschvorgange statt Dieser Artikel bietet einen groben Uberblick und verweist auf weiterfuhrende Artikel Sterne aus der Sicht des Menschen BearbeitenSterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert Sie wurden religios interpretiert und zur Kalenderbestimmung spater auch als Navigationssterne benutzt In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor dass die Fixsterne aus gluhendem Gestein bestehen konnten weil normales Kohlenfeuer fur 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 bestatigt 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 Bildungsvorgange Haufig 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 zuruck Die zwolf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie Aufgrund der Prazession 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 zuruck 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 g Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier Ein ahnliches System wurde vom britischen Astronomen John Flamsteed eingefuhrt Die Flamsteed Bezeichnung eines Sterns besteht aus einer vorangestellten aufsteigend nach Rektaszension geordneten Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds wie zum Beispiel bei 13 Lyrae Die Flamsteed Bezeichnung wird oft dann gewahlt wenn fur einen Stern keine Bayer Bezeichnung existiert Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert Am gebrauchlichsten ist hierfur der SAO Katalog mit rund 250 000 Sternen In Buchform 100 Sterne pro Seite umfasst er etwa 2 500 Seiten in 4 Banden ist aber auch als Datenbank verfugbar Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar einige 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 fur Sternbenennungen zustandige Stelle hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels Bearbeiten Da sich die Erde im Laufe eines Tages einmal um sich selbst dreht und im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne kreist andert sich der Anblick des Himmels mit Sternen und Sternbildern fur den Beobachter auf der Erde sowohl im Verlauf einer Nacht wie auch mit den Jahreszeiten Blickrichtung nach Norden Anklicken fur Animation Fur den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde nordlich des Erdaquators gilt Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich wahrend der Nacht der Sternhimmel im Gegenuhrzeigersinn um den Polarstern Bei Blickrichtung nach Suden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum weil der Beobachter andersherum steht Die Sterne und der Sternhimmel bewegen sich im Uhrzeigersinn von links Osten nach rechts Westen Auch im Ablauf eines Jahres gilt die gleiche nur 365 mal langsamere Bewegung wenn man immer zur selben Uhrzeit auf den Himmel schaut im Norden gegen den Uhrzeiger im Suden von links nach rechts Der Sternenhimmel kann dabei ausgenommen die Stellungen der Planeten und des Mondes sehr ahnliche 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 Marz um 20 00 Uhr Das bedeutet dass eine Uhrzeit Veranderung von vier Stunden ein sechstel Tag einer Kalender Veranderung von rund 60 Tagen ein sechstel Jahr entspricht Fur den Beobachter auf der Sudhalbkugel der Erde sudlich des Erdaquators gilt Bei Blickrichtung nach Suden dreht sich der Sternenhimmel im Uhrzeigersinn um den Himmelssudpol 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 Suden 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 Bearbeiten Der erdnachste Stern ist die Sonne Der nachste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri er befindet sich in einer Entfernung von 4 22 Lichtjahren Lj Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius mit einer scheinbaren Helligkeit von 1 46m gefolgt von etwa 20 Sternen erster Grosse Die Leuchtkraft des 8 6 Lj entfernten Sirius ist etwa 25 mal starker als die der Sonne und uber tausendmal schwacher als die von Deneb Alle mit blossem Auge erkennbaren Sterne gehoren der Milchstrasse an Sie konzentrieren sich zusammen mit uber 100 Milliarden schwacheren freiaugig nicht sichtbaren Sternen in einem Band quer uber den Nachthimmel das die Ebene der Milchstrasse markiert Bild eines Sterns bei hoher Vergrosserung hier der etwa 330 Lj entfernte R Leonis Zu sehen sind neben dem unaufgelosten Bild des Sterns auch die Beugungsscheibchen der Punktquelle Sterne erscheinen wegen ihrer riesigen Entfernung nur als Lichtpunkte am Himmel die bei der Abbildung durch das Auge oder Teleskop zu Beugungsscheibchen verschmieren Je grosser 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 Auflosungsgrenze des Hubble Weltraumteleskops und erscheinen dort als unstrukturierte Flache Das Flackern der Sterne die Szintillation das meist beim Beobachten mit blossem Auge sichtbar ist beruht auf Turbulenzen in der Erdatmosphare Es hat nichts mit den Leuchteigenschaften der Sterne zu tun Mit blossem Auge sind unter optimalen Bedingungen Sterne der sechsten Grossenklasse erkennbar Am irdischen Nachthimmel sind dies maximal 5000 d h auf der sichtbaren Himmelshalfte rund 2000 Diese Zahl gilt fur vollig klare Luft und sinkt durch die industrielle und stadtische Lichtverschmutzung oft auf nur 300 500 in den Stadtzentren sogar auf 50 100 Sterne Vorkommen und Eigenschaften BearbeitenDie Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zuruckgegriffen So beruht ein grosser Teil des Wissens uber Sterne aus theoretischen Sternmodellen deren Qualitat an der Ubereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phanomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch fur die physikalische Grundlagenforschung von grosser Bedeutung Raumliche Verteilung und Dynamik der Sterne Bearbeiten Die Milchstrasse Allein in diesem spektakularen Feld hat die 2MASS Analyse Software fast 10 Millionen Sterne identifiziert und ihre Eigenschaften gemessen 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 Schatzungen 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 benotigen typischerweise fur einen Umlauf mehrere 100 000 Jahre bis 200 Millionen Jahre vgl Galaktisches Jahr Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kurzere Umlaufzeiten ein Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht vollig gleichmassig verteilt sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden auch Siebengestirn genannt oder Kugelsternhaufen die sich im Halo von Galaxien befinden Daruber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen Die langste Liste von bekannten Sternen der Tycho Katalog 2 zahlt 2 539 913 Sterne Stand 2015 und listet deren Position Bewegung und photometrische Information Bis zur Magnitude 11 0 halt man den Katalog fur 99 9 vollstandig Er ist das Ergebnis der Hipparcos Satellitenmission und deren systematischer Durchmusterung des Himmels Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist die Gaia Satellitenmission Dieser Satellit sammelt seit 2013 Daten und soll den bestehenden Datensatz erheblich erweitern Zustandsgrossen der Sterne Bearbeiten Farben Helligkeits Diagramm schematisch Die logarithmische Helligkeitsskala erstreckt sich uber mehr als vier Zehnerpotenzen Links befindet 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 Zustandsgrossen nahezu vollstandig charakterisieren Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter Dazu zahlen Oberflachentemperatur Schwerebeschleunigung an der Oberflache Masse wichtigster Parameter meist in Einheiten der Sonnenmasse sowie je nach Zusammenhang Radius Dichte absolute Helligkeit Leuchtkraft Metallizitat Haufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium Rotationsgeschwindigkeit Eigenbewegung Die Oberflachentemperatur die Schwerebeschleunigung und die Haufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberflache lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln Ist die Entfernung eines Sterns bekannt beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe so kann man die Leuchtkraft uber die scheinbare Helligkeit berechnen die durch Fotometrie gemessen wird Aus diesen Informationen konnen schliesslich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden Die Rotationsgeschwindigkeit v am Aquator kann nicht direkt bestimmt werden sondern nur die projizierte Komponente v sin i displaystyle 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 Zustandsgrossen einiger Sterne erhalt man die Moglichkeit die Zustandsgrossen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschatzen 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 zugehorige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Grosse festgelegt namlich seine anfangliche Masse Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe entwickeln sich im Spatstadium zu Roten Riesen und enden teilweise als Weisse Zwerge Diese Stadien werden im Abschnitt uber die Sternentwicklung naher beschrieben Der Wertebereich einiger Zustandsgrossen uberdeckt viele Grossenordnungen Die Oberflachentemperaturen 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 kuhler und konnen so gross werden dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hatte 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 abgeschatzt 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 ruhrt daher dass Sterne in Gruppen aus grossen Gaswolken entstehen Durch zufallige Prozesse wie beispielsweise Sternbegegnungen in dichten Kugelsternhaufen oder mogliche Supernova Explosionen in ihrer Umgebung konnen Sterne uberdurchschnittliche Eigengeschwindigkeiten erhalten so genannte runaway stars oder Hyperschnelllaufer Die jeweilige Geschwindigkeit geht aber nie uber 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 3 4 Sternentwicklung BearbeitenEntstehung Bearbeiten Hauptartikel Sternentstehung Ein grosser Anteil der Sterne ist im Fruhstadium des Universums vor uber 10 Milliarden Jahren entstanden Aber auch heute bilden sich noch Sterne Die typische Sternentstehung verlauft nach folgendem Schema Aufnahmen eines entstehenden Sterns oben ein leuchtender Jet von 12 Lichtjahren Lange in einer optischen Aufnahme in der unteren Infrarotaufnahme die Staubscheibe deren Rand als Balken in der Mitte eines dunklen Doppelkegels erkennbar ist Schematische Ubersicht der Lebensphasen eines Sternes Ausgangspunkt fur die Sternentstehung ist eine Gaswolke meist Molekulwolke die uberwiegend aus Wasserstoff besteht und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert Das geschieht wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert und damit das Jeans Kriterium erfullt ist Ausloser konnen z B die Druckwelle einer nahen Supernova Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen raumlich 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 Bei der weiteren Kontraktion der Globulen nimmt die Dichte zu und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie wie des damit erhohten 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 uberhaupt stabile Sterne moglich sind Danach bewegt sich der Stern im Farben Helligkeits Diagramm zunachst 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 Weizsacker 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 konnen 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 Lange von uber 10 Lichtjahren erreichen konnen Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme Dies wird beschrieben durch die Ursprungliche Massenfunktion Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung Oberhalb einer gewissen Grenzmasse konnen Sterne durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermassen starken Sternwind produzieren wurden dass der Massenverlust die Akkretionsrate ubersteigen wurde Sterne dieser Grosse wie beispielsweise die blauen Nachzugler engl blue stragglers entstehen vermutlich durch Sternkollisionen Massereiche und damit heisse Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell Nach der Zundung 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 uber eine Million Jahre alt und befindet sich in einem Sternhaufen im Tarantelnebel der Grossen Magellanschen Wolke 5 Bei seiner Entstehung konnte der Stern bis zu 320 Sonnenmassen gehabt haben 6 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 Massearmere Sterne zwischen 0 07 und 3 Sonnenmassen bleiben nach der Zundung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar Wahrend sie sich der Hauptreihe annahern durchlaufen sie das Stadium der T Tauri Sterne Objekte zwischen 13 und 75 Jupitermassen oder 0 07 Sonnenmassen erreichen ebenfalls die notige Temperatur um eine Kernfusion zu zunden allerdings nicht die Fusion von Wasserstoff sondern nur die von primordial in geringen Mengen vorhandenem Deuterium ab 65 Jupitermassen auch von Lithium 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 7 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 konnen aber auch unabhangig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel oder Mehrfachsternsysteme bilden Man schatzt dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel oder Mehrfachsternsystems sind Im Fruhstadium des Universums standen fur die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfugung Diese Sterne zahlt man zur so genannten Population III sie waren zu massereich und somit zu kurzlebig um bis heute zu existieren Die nachste Generation Population II Sterne genannt existieren noch heute man findet sie vor allem im Halo der Milchstrasse aber auch in Sonnennahe wurden sie nachgewiesen Sterne die spater entstanden sind enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen die in fruheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise uber Supernova Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstrasse gehoren dazu Man bezeichnet sie als Sterne der Population I Ein Beispiel fur eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC 3603 im Sternbild Kiel des Schiffs in einer Entfernung von 20 000 Lichtjahren Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Rontgenbereich beobachtet da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden anders als das sichtbare Licht Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Rontgenteleskop Chandra Hauptreihenphase Bearbeiten Das Farben Helligkeits Diagramm gleichzeitig entstandener Sterne unterschiedlicher Massen enthalt 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 grosser die Masse eines Sternes ist desto kurzer ist seine Brenndauer Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff Ihre Strahlungsleistung ubertrifft dabei die der Sonne um das Hunderttausendfache oder mehr Die Sonne dagegen hat nach 4 6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Halfte 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 massearmsten Sternen auch noch kein einziger die Hauptreihe verlassen konnen Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden konnen oder wie stark der Sternwind wird der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung fuhren kann Die folgenden Entwicklungsszenarien beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhaufigkeiten wie sie fur die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstrasse ublich 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 grossten Teil ihrer Brenndauer etwa 90 Prozent ihrer Lebenszeit auf der Hauptreihe Wahrend dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmassig 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 kuhleren mit geringerer Leuchtkraft Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne langsam grosser 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 Halfte seiner Masse enthalt Die Temperatur betragt dort uber 10 Millionen Kelvin Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an Der Energietransport an die Sternoberflache dauert mehrere hunderttausend Jahre Er findet uber Strahlungstransport Warmeleitung oder Konvektion statt Den Bereich der die Strahlung in den Weltraum abgibt nennt man die Sternatmosphare Ihre Temperatur betragt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflachentemperatur von 40 000 K auf Er gibt daher fast ausschliesslich UV Strahlung ab und nur etwa 3 sichtbares Licht Spatstadien 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 Langsdurchmesser von etwa 0 5 Lichtjahren entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren Bei genugend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbruteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt sondern lauft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter Damit einher geht dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung Russell Diagramm verlasst Das Zunden des Heliumbrennens ist aber nur fur Sterne hinreichender Masse moglich ab 0 3 Sonnenmassen siehe unten leichtere Sterne gluhen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus Die weitere Entwicklung verlauft fur massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2 3 Sonnenmassen als massearm Massearme Sterne bis zu 0 3 Sonnenmassen fuhren die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort Sie erloschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollstandig Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu Weissen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern Dadurch steigt die Oberflachentemperatur zunachst stark an Im weiteren Verlauf kuhlen 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 Zundung 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 Oberflache davon etwas erkennbar ist Diese Vorgange 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 ausseren Hullen 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 durch Fusion keine 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 fur eine Supernova Explosion und werden ebenfalls zu Weissen Zwergen Massereiche Sterne uber 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 ausseren Schichten als Sternwind ab Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um h Carinae Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden Die Zustande 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 Ubersicht uber die Fusionsprozesse innerhalb massereicher Sterne Fusions material Fusionsvorgang Nukleosynthese Temperatur Mill K Dichte kg cm Fusions dauerH Wasserstoffbrennen 40 0 006 10 Mill JahreHe Heliumbrennen 190 1 1 1 Mill JahreC Kohlenstoffbrennen 740 240 10 000 JahreNe Neonbrennen 1 600 7 400 10 JahreO Sauerstoffbrennen 2 100 16 000 5 JahreSi Siliciumbrennen 3 400 50 000 1 WocheFe 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 Erdatmosphare uber 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 uberschreitet kollabiert er innerhalb von Sekundenbruchteilen wahrend die ausseren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestossen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden Unter welchen Umstanden als Endprodukt einer solchen Supernova vom Typ II ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht ist noch nicht genau bekannt Dabei durfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorlaufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen Moglich ware 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 konnen Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollstandig zerreissen Nukleosynthese und Metallizitat Bearbeiten Elemente schwerer als Helium werden fast ausschliesslich durch Kernreaktionen im spaten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt in der so genannten Nukleosynthese Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma konnen 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 Hauptsachlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem b Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s Prozess oder in der ersten explosiven Phase einer Supernova im r Prozess Hierbei steht s fur slow und r fur rapid Neben diesen beiden haufigsten Prozessen die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhaufigkeiten fuhren 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 haufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde umso mehr sind die Elemente die schwerer als Helium sind angereichert Fur diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingeburgert Da sich diese Metalle einigermassen gleichmassig anreichern genugt es oft statt der einzelnen Elementhaufigkeiten die Metallizitat anzugeben Sterne deren relative Haufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen werden als chemisch pekuliar bezeichnet Spatere Sternengenerationen haben folglich eine hohere Metallizitat Die Metallizitat ist daher ein Mass fur das Entstehungsalter eines Sternes Doppelsterne Bearbeiten Hauptartikel Doppelstern Ein Doppelstern oder Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen die scheinbar oder tatsachlich am Himmel nahe beisammenstehen 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 raumliche Doppelsterne Sterne die einander raumlich nahe aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind Physikalische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme sind zwei Sterne die aufgrund ihrer raumlichen Nahe gravitativ gebunden sind und sich nach den Kepler schen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen Uber die Halfte aller Sterne im Universum sind Teil eines Doppelsternsystems Ein Mehrfachsternsystem besteht aus mehr als zwei physikalisch gebundenen Sternen Veranderliche Sterne Bearbeiten Hauptartikel Veranderlicher Stern Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen erkennbar in den Lichtkurven Man unterscheidet folgende Typen von veranderlichen Sternen Bedeckungsveranderliche Dabei handelt es sich um Doppelsterne die sich wahrend ihres Umlaufs aus irdischer Perspektive zeitweise verdecken Rotationsveranderliche Dabei ist die beobachtete Veranderung auf die Rotation des Sterns zuruckzufuhren da er nicht in alle Richtungen gleich hell strahlt z B Pulsare Pulsationsveranderliche Dabei verandern sich die Zustandsgrossen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen wahrend ihrer Entwicklung in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium Wichtige Typen sind Cepheiden Ihrer Periode lasst sich exakt eine bestimmte Leuchtkraft zuordnen Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von Bedeutung Mira Sterne Ihre Periode ist langer und unregelmassiger als die der Cepheiden RR Lyrae Sterne Sie pulsieren sehr regelmassig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90 fache Leuchtkraft der Sonne Kataklysmisch Veranderliche Dabei handelt es sich ublicherweise um Doppelstern systeme bei denen ein Massetransfer von einem Roten Riesen zu einem Weissen Zwerg stattfindet Sie zeigen Ausbruche in Abstanden von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren Supernova Uberrest Cassiopeia A Supernovae Bei Supernovae gibt es mehrere Typen von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphanomen ist Nur die Typen Ib Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns Eruptiv Veranderliche Sie erleiden fur kurze Zeiten Ausbruche die sich oft in mehr oder weniger unregelmassigen Abstanden wiederholen Beispiele sind z B UV Ceti Sterne T Tauri Sterne Rontgendoppelsterne sind Doppelsternsysteme die Rontgenstrahlung aussenden Dabei empfangt ein kompakter Partner durch Akkretion Materie von einem anderen Stern Dadurch ahneln die Rontgendoppelsterne den kataklysmischen Veranderlichen Siehe auch BearbeitenSternaufbau Sternoberflache Gestirn Astronomisches Objekt Klassifizierung der Sterne Liste der Sterne Liste der Doppel und Mehrfachsterne Liste der grossten Sterne Liste der nachsten Sterne Liste der hellsten Sterne Celestia freie 3D Echtzeit Weltraumsimulation OpenGL Literatur BearbeitenS W Stahler amp 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 Elsasser 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 Munchen 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 Munchen Boston Harlow Sydney Madrid 2010 Thassilo von Scheffer Die Legenden der Sterne 1939 Weblinks Bearbeiten Commons Stern Sammlung von Bildern Videos und Audiodateien Wikiquote Stern Zitate Wiktionary Stern Bedeutungserklarungen Wortherkunft Synonyme Ubersetzungen Literatur von und uber Stern im Katalog der Deutschen Nationalbibliothek Sternentstehung bei www zum de Sternentstehung Zusammenfassung bei www astronomia de Interaktives 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deutschen Sprache 7 Auflage Trubner Strassburg 1910 S 442 E Hog C Fabricius V V Makarov S Urban T Corbin G Wycoff U Bastian P Schwekendiek u a The Tycho 2 Catalogue of the 2 5 million brightest stars In Astronomy amp Astrophysics 355 2000 S L27 L30 bibcode 2000A amp A 355L 27H Norbert Przybilla et al HD 271791 An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy arxiv 0811 0576v1 doi 10 1086 592245 Brown et al MMT Hypervelocity Star Survey arxiv 0808 2469v2 Massereichste Sterne ubertreffen bisher angenommenes Maximum um das Doppelte Carolin Liefke Rekordstern weit grosser als gedacht Stern mit 300 Sonnenmassen entdeckt Max Planck Institut fur Astronomie Pressemitteilung vom 21 Juli 2010 beim Informationsdienst Wissenschaft idw online de abgerufen am 23 Dezember 2014 V Joergens Origins of Brown Dwarfs In Reviews in Modern Astronomy 18 2005 S 216 239 arxiv astro ph 0501220v2 bibcode 2005RvMA 18 216J Dieser Artikel ist als Audiodatei verfugbar source source Speichern Informationen 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