Stern

Ein Stern ist ein leuchtender Gasball, der seine Energie aus Kernfusion bezieht.

Der uns nächste Stern ist die Sonne.

Mit dem bloßen 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 Galaxis, der Milchstraße.

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

Sterne sind im Weltall (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.

Zustandsgrößen von Sternen

• Masse
• absolute Helligkeit (Leuchtkraft)
• Radius
• Temperatur
• mittlere Dichte
• mittlere Energieerzeugung
• Schwerebeschleunigung an der Oberfläche
• Rotationsgeschwindigkeit
• Magnetfeld
• chem. Zusammensetzung

Sternentwicklung

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 Dunkelwolken (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 enzelner Stern mit entstanden ist.

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 Chandra Röntgenteleskop.

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.

Sehr kleine Sterne erreichen nach Umwandlung ihres Wasserstoffvorrates in Helium nicht die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte; sie kühlen ab, und werden zuerst zu braunen Zwergen und dann zu schwarzen Zwergen.

Sterne einer höheren Masse erreichen die zur Zündung des Heliumbrennens notwendigen Bedingungen. Hier 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).

Sehr Massereiche Sterne erreichen nach dem Heliumbrennen noch das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem schwerere Elemente (bis zum Eisen) entstehen.

Eine Supernova kann unter verschiedenen Bedingungen auftreten.

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

1. bei weniger als 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) entsteht ein Weißer Zwerg,
2. bei mehr als 1,4 Sonnenmassen entsteht ein Neutronenstern, und
3. bei mehr als 3,2 Sonnenmassen entsteht ein Schwarzes Loch.

Externe Links

Sternentstehung auf www.zum.de

Bildgalerie mit Texten zu verschiedenen astronomischen Themen vom Astrophysikalischen Institut Potsdam

Sternentstehung www.astronomia.de; nette Zusammenfassung