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Stern

massereicher, selbstleuchtender Himmelskörper
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Der folgende Artikel beschreibt Sterne im Universum. Andere Bedeutungen des Wortes unter Stern (Begriffsklärung).

Ein Stern ist ein selbstleuchtender, aus Plasma bestehender Himmelskörper, der seine Energie aus Kernfusion bezieht. Der uns nächste Stern ist die Sonne.

Früher wurde der Begriff Fixstern im Gegensatz zu Wandelstern (heute: Planet) verwendet.

Mit bloßem Auge kann man in einer klaren Neumondnacht etwa 4000-5000 Sterne sehen; diese Zahl steigt stark an, wenn man ein einfaches Fernglas oder ein Teleskop benutzt. Alle auf diese Art erkennbaren Sterne sind Teil unserer Galaxie, der Milchstraße.

Sterne sind im Universum nicht gleichmäßig verteilt, sondern in Galaxien konzentriert. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind wie Inseln im intergalaktischen Raum verteilt.

Innerhalb einer Galaxie sind Sterne teilweise in offenen Sternhaufen oder Kugelsternhaufen zusammengeschlossen. Das Siebengestirn ist ein offener Sternhaufen.

Bei Zustandsgrößen von Sternen nennt man die wichtigsten fundamentale Parameter:

Unter diesen können Oberflächentemperatur, Schwerebeschleunigung und chemische Zusammensetzung direkt aus dem Spektrum ermittelt werden, die Leuchtkraft mit Hilfe der Photometrie. Daraus werden dann weiter Radius und Masse berechnet.

Die Oberflächentemperaturen normaler Sterne (d.h. Hauptreihensterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm) reichen von ca. 3000 K bis 45000 K, ihre Massen von 0,15 bis 60 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,2 bis 15 Sonnenradien.

Sternentstehung

Ein Stern durchläuft unterschiedliche Stadien von seiner Entstehung bis zu seinem Ende.

Die Bildung eines Sterns läuft nach dem folgenden Schema ab:

  1. Eine sich verdichtende Gaswolke (Dichtewellentheorie), die hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, schafft die Voraussetzung zur Sternentstehung.
  2. Die Gaswolke verdichtet sich weiter, wobei einzelne Globulen entstehen, aus denen dann die Sterne hervorgehen. (Sterne entstehen selten isoliert, sondern eher gemeinsam.)
  3. Die Globulen verdichten sich weiter, bis Temperatur und Dichte das Wasserstoffbrennen (Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder durch Proton-Proton-Zyklus) ermöglichen. Der Stern wird zum Hauptreihenstern im Hertzsprung-Russell-Diagramm.

Zu diesem Zeitpunkt steht fest, ob ein Doppelsternsystem (oder Mehrfachsternsystem) oder ob ein einzelner Stern mit entstanden ist.

Objekte, die nicht die nötige Masse erreichen, um die Kernfusion zu zünden, werden zu braunen Zwergen.

Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Carina in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Beobachtet wird die Sternentstehung mit Hilfe von Röntgenastronomie, also Geräten wie dem Röntgenteleskop Chandra und im infraroten Spektralbereich, da sie dort die auffälligsten Kennzeichen zeigt.

Sternentwicklung

Der Verlauf der weiteren Sternentwicklung ist im Wesentlichen durch die Masse des Sterns gegeben. Ganz allgemein ist die Brenndauer eines Sternes um so kürzer, je massereicher er ist. Daneben ist der Anteil der Nichtwasserstoffelemente im Stern (in der Astrophysik als 'Metalle' bezeichnet) von Bedeutung. Die Sterne, die sich nach ihrer Entstehung auf der Hauptreihe befinden, werden im Verlauf ihrer Entwicklung größer und entfernen sich so von der Hauptreihe in Richtung Riesenstadium.


Massearme Sterne unterhalb ca. 2,3 Sonnenmassen beginnen, nach Umwandlung ihres Wasserstoffvorrates im Kern zu Helium, die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den Kern. Noch erreichen diese Sterne nicht die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte. Sterne unterhalb von 0,3 Sonnenmassen erreichen die Grenze für stabiles Heliumbrennen nicht und kühlen zu Weißen Zwergen ab. In schwereren Sternen kommt es zur Zündung des Heliums. Bevor sich das Heliumbrennen stabilisiert, spielen sich drastische Entwicklungen innerhalb Sekunden ab, daher wird der Vorgang als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen werden Elemente bis zum Kohlenstoff (insbesondere Stickstoff und Sauerstoff) aus dem Helium und verbliebenen Wasserstoff gebildet. Die Sterne werden dabei zum Roten Riesen, mit eventuellem Abstoßen der Außenhülle (Planetarischer_Nebel). Im Weiteren werden sie zu abkühlenden Weißen Zwergen, und schließlich schwarzen Zwergen
Massereichere Sterne erreichen nach dem Heliumbrennen noch das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem schwerere Elemente (bis zum Eisen) entstehen. Durch starken Massenverlust wie das Abstoßen Planetarischer Nebel geraten Sterne mit einer Anfangsmasse von bis zu acht Sonnenmassen unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu Weißen Zwergen. Noch schwerere Sterne Verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen, bis keine weitere Energieproduktion mehr möglich ist. Dann folgt unweigerlich eine Supernova vom Typ II (Supernovae können unter verschiedenen Bedingungen auftreten, von denen nur Typ II das Ende eines einzelnen Sternes ist).

Elemente schwerer als Eisen entstehen nur entweder in kohlenstoffbrennenden Riesensternen durch das Einfangen von Nuklearteilchen, oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova. Die beiden s (für slow) und r (für rapid) genannten Prozesse führen im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten.

Der Endzustand eines Sterns hängt von seiner Masse nach Abschluss aller Brenn- und Massenabstoßvorgänge ab.

  1. bei weniger als 1,44 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) entsteht ein Weißer Zwerg ohne Supernova,
  2. bei mehr als 1,44 Sonnenmassen kommt es zu einer Supernova.

Ob eine solche Supernova den Stern vollständig zerreißt, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht, hängt von Einzelheiten der Explosion ab, die z.B. von der Rotation des Vorläufersterns oder dessen Magnetfeld beeinflusst werden. Theoretisch existiert als Ergebnis einer Supernova auch eine Lösung für einen Quarkstern, der physikalisch zwischen einem Neutronenstern und schwarzem Loch liegt, einen praktischen Nachweis hierfür gibt es noch nicht.

Die meisten Sterne durchlaufen instabile Phasen in ihrem Lebenszyklus und werden zeitweise zu veränderlichen Sternen, besonders zu Pulsationsveränderlichen.

Literatur

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