Stern

Unter einemStern(altgriechischἀστήρ, ἄστρονastēr, astronundlateinischaster, astrum, stella, sidusfür ‘Stern, Gestirn’;ahd.sterno;astronomisches Symbol:✱) versteht man in derAstronomieeinen massereichen, selbstleuchtendenHimmelskörperaus sehr heißemGasundPlasma,wie zum Beispiel dieSonne.Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseresSonnensystemsgemeinsprachlich auchSterngenannt, etwaAbendstern,obgleich er kein Stern wie die Sonne ist. Das fachsprachliche Adjektiv zu Stern iststellar.

Ein Stern wie dieSonnegibt nebenLichtauchStrahlungimextrem ultravioletten Bereichab (Falschfarben­darstellung der Sonnenemission bei 30nm)

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 einesDoppelstern- oderMehrfachsystems,viele haben einPlanetensystem.Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfterSternhaufen.Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sternefreiäugigunterschieden werden. Sie gehören alle zur gleichenGalaxiewie die Sonne, zurMilchstraße,die aus über hundert Milliarden Sternen besteht. Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihrenNachbargalaxienzurLokalen Gruppe,einem von abertausendGalaxienhaufen.

Sterne können unterschiedliche Größe, Leuchtkraft und Farbe haben – wieBellatrixalsBlauer Riese,Algol BalsRoter Riese,dieSonneundOGLE-TR-122b,einRoter Zwerg(unten, daneben dieGasplanetenJupiterundSaturn)

Sterne entstehenausGaswolken– in bestimmten Gebieten (H-II-Gebiet) aus gasförmigenMolekülwolken– durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen. Sie werden von derSchwerkraftihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher annähernd kugelförmig. Während ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad heiß ist (beimKern der Sonneknapp 16.000.000Kelvin), liegt bei den meisten dieOberflächentemperaturetwa zwischen 2.000Kund 20.000 K (bei derPhotosphäre der Sonneknapp 6.000 K);Weiße Zwergekönnen als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100.000 K an ihrer Oberfläche erreichen. Von der glühendenSternoberflächegeht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus, sondern auch ein Strom geladenerPlasmateilchen(Sternwind) weit in den Raum und bildet so eineAstrosphäre.

Sterne können sich inMasseundVolumenerheblich unterscheiden, wie auch hinsichtlichLeuchtkraftundFarbe;im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verändern sich diese Eigenschaften. Eine orientierendeKlassifizierung der Sternewird schon allein mit den beiden Merkmalenabsolute HelligkeitundSpektraltypmöglich. Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage, ob ein sie umkreisender PlanetLebentragen könnte oder nicht (siehehabitable Zone).

Etymologie

Althochdeutschsterno,mittelhochdeutschstern[e],schwedischstjärnastehen neben anders gebildetem althochdeutschsterround mittelhochdeutschsterre,englischstar.Außergermanisch sind z. B.griechischastḗr,lateinischstellaverwandt. Die Wörter gehen aufindogermanischstē̌r-„Stern “zurück.

Übersicht

Die meisten Sterne bestehen zu 99 % ausWasserstoffundHeliumin der Form von heißemPlasma.IhreStrahlungsenergiewird im Sterninnern durch diestellare Kernfusionerzeugt und gelangt durch intensive Strahlung undKonvektionan die Oberfläche. Etwa 90 % der Sterne – dieHauptreihensterne – 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 zuRiesensternenauf und schrumpfen schließlich zuWeißen Zwergen,als die sie langsam abkühlen. Auch diese sehr kompakten Endstadien der Sternentwicklung sowie die noch dichterenNeutronensternewerden zu den Sternen gezählt, obwohl sie nur mehr aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben.

Der nächste und am besten erforschte Stern ist dieSonne,das Zentrum desSonnensystems.Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein „normaler Stern “ist, doch ahnten bereits antikeNaturphilosophen,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,SonnenfackelnundSonneneruptionen.

Nur einige relativ naheÜberriesenwieBeteigeuzeoderMirawerden in modernstenTeleskopenals 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 alsBeugungsscheibchenpunktförmiger Lichtquellen.

Früher wurde zur Abgrenzung gegenüberSchweifsternen(Kometen) undWandelsternen(Planeten) der Begriff derFixsternegebraucht. Doch liegen die Positionen von Sternen am Himmel nicht fest, sondern ihreSternörterverschieben sich langsam gegeneinander. Die messbareEigenbewegungist verschieden groß und kann bei einem vergleichsweise nahen Stern wieBarnards Pfeilsternrund zehnBogensekundenpro Jahr betragen (10,3″/a). In zehntausend Jahren werden daher manche der heutigenSternbilderdeutlich verändert sein.

Mitbloßem Augesind am gesamtenHimmelje 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 vonTemperaturen,Leuchtkraft,Massendichte,Volumenund Lebensdauer immense Wertebereiche überspannen. So würde man die äußersten Schichten vonroten Riesensternennach den Kriterien irdischer Technik alsVakuumbezeichnen, während Neutronensterne dichter alsAtomkernesein können; bei einerMassendichtevon 4·10¹⁵kg/m³ wöge ein Löffel mit 12cm³davon etwa soviel wie das gesamte Wasser imBodensee(48km³). 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 allenKultureneine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurdenreligiösinterpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch alsNavigationssternebenutzt. In derAntikestellten sich dieNaturphilosophenvor, dass die Fixsterne aus glühendemGesteinbestehen 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 derSonnenflecke– und durch die im 19. Jahrhundert aufkommendeSpektralanalysebestätigt. Die ersten physikalisch fundiertenHypothesenzur Bildung von Sternen stammen vonKantundLaplace.Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge. Häufig werden beide Theorien jedoch zusammengefasst alsKant-Laplace-Theorie.

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Die im westlichen Kulturkreis bekanntenSternbildergehen teilweise auf dieBabylonierund die griechischeAntikezurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis derAstrologie.Aufgrund derPräzessionsind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischenTierkreiszeichenum etwa ein Zeichen verschoben (Ausnahme: dievedische/indische Astrologie). Viele der heute bekanntenEigennamenwieAlgol,DeneboderRegulusentstammen demArabischenundLateinischen.

Etwa ab 1600 nutzte dieAstronomiedie 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 dieSternkartendes deutschen AstronomenJohann Bayerzurück. DieBayer-Bezeichnungeines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vomGenitivdes lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern im SternbildLeier.Ein ähnliches System wurde vom britischen AstronomenJohn Flamsteedeingeführt: DieFlamsteed-Bezeichnungeines Sterns besteht aus einer vorangestellten, aufsteigend nachRektaszensiongeordneten 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 einemSternkatalogidentifiziert. Am gebräuchlichsten ist hierfür derSAO-Katalogmit rund 250.000 Sternen. In Buchform (100 Sterne pro Seite) umfasst er etwa 2.500 Seiten in 4 Bänden, ist aber auch alsDatenbankverfügbar.

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

Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels

Da sich die Erde im Laufe eines Tages einmal um sich selbstdrehtund im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne kreist, ändert sich der Anblick des Himmels mit Sternen undSternbildernfür den Beobachter auf der Erde sowohl im Verlauf einer Nacht wie auch mit denJahreszeiten.

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 derSternhimmelim Gegenuhrzeigersinn um denPolarstern.Bei Blickrichtung nach Süden verlaufen die scheinbarenSternbahnenandersherum (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 selbenUhrzeitauf 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 istProxima Centauri,er befindet sich in einer Entfernung von 4,22Lichtjahren(Lj). Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern istSiriusmit einerscheinbaren Helligkeitvon −1,46^m,gefolgt von etwa 20 Sternenerster Größe.Die Leuchtkraft des 8,6 Lj entfernten Sirius ist etwa 25-mal stärker als die der Sonne, und über tausendmal schwächer als die vonDeneb.Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören derMilchstraßean. Sie konzentrieren sich – zusammen mit über 100 Milliarden schwächeren, freiäugig nicht sichtbaren Sternen – in einem Band quer über denNachthimmel,das die Ebene der Milchstraße markiert. Der am weitesten vom Sonnensystem entfernte bekannte Stern istEarendelin einer Entfernung von 12,9 Milliarden Lichtjahren imSternbild Walfisch,der Anfang 2022 mit demHubble-Weltraumteleskopentdeckt werden konnte.

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

Sterne erscheinen wegen ihrer riesigen Entfernung nur alsLichtpunkteam Himmel, die bei der Abbildung durch das Auge oder Teleskop zuBeugungsscheibchenverschmieren. Je größer dieApertur,desto kleiner sind die Beugungsringe (siehe Bild). Nur die beiden recht nahenRiesensterneBeteigeuzeundMiraliegen mit einem scheinbaren Durchmesser von ca. 0,03 "an der Auflösungsgrenze desHubble-Weltraumteleskopsund erscheinen dort als unstrukturierte Fläche.

Das Flackern der Sterne, dieSzintillation,das meist beim Beobachten mit bloßem Auge sichtbar ist, beruht aufTurbulenzenin derErdatmosphäre.Es hat nichts mit den Leuchteigenschaften der Sterne zu tun.

Mit bloßem Auge sind unter optimalen Bedingungen Sterne der sechstenGrößenklasseerkennbar. 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 städtischeLichtverschmutzungoft 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 derPhysikzurückgegriffen. 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 physikalischeGrundlagenforschungvon großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

DieMilchstraße.Allein in diesem spektakulären Feld hat die2MASSAnalyse-Software fast 10 Millionen Sterne identifiziert und ihre Eigenschaften gemessen.

Fast alle Sterne finden sich inGalaxien.Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits inGalaxienhaufenangeordnet. Nach Schätzungen derAstronomengibt es im gesamtensichtbaren Universumetwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 × 10²²) Sternen. Aufgrund derGravitationumkreisen 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 teilweiseoffene Sternhaufenwie beispielsweise diePlejaden,auch Siebengestirn genannt, oderKugelsternhaufen,die sich imHalovon Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie imgalaktischen Zentrumdeutlich dichter als in den Randbereichen.

Die längste Liste von bekannten Sternen, derTycho-2-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 derHipparcos-Satellitenmission und deren systematischerDurchmusterungdes Himmels. Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist dieGaia-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 wenigenZustandsgrößennahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt manfundamentale Parameter.Dazu zählen:

• Oberflächentemperatur
• Schwerebeschleunigungan der Oberfläche
• Masse(wichtigster Parameter), meist in Einheiten derSonnenmasse

sowie, je nach Zusammenhang:

• Radius
• Dichte
• absolute Helligkeit(Leuchtkraft)
• Metallizität(Häufigkeitchemischer Elementeschwerer alsHelium)
• Rotationsgeschwindigkeit
• Eigenbewegung

Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an derSternoberflächelassen sich unmittelbar aus demSternspektrumermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seinerParallaxe,so kann man die Leuchtkraft über diescheinbare Helligkeitberechnen, die durchFotometriegemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. DieRotationsgeschwindigkeitvamÄquatorkann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur dieprojizierteKomponente$v\cdot \sin i$mit derInklinationi,die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt.

Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einerSpektralklassesowie einerLeuchtkraftklassezuordnen. Diese fallen innerhalb desHertzsprung-Russell-Diagramms(HRD) oder des verwandtenFarben-Helligkeits-Diagrammsin relativ kleine Bereiche, deren wichtigster dieHauptreiheist. 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 anfänglicheMasse.Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zuRoten Riesenund enden teilweise alsWeiße Zwerge.Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben.

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt vieleGrößenordnungen.Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 2200Kbis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120Sonnenmassenund ihre Radien von 0,1 bis 25Sonnenradien.Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die kompletteErdbahnin 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 derSonnevergleichbar ist. Die Masse von Sternen der Hauptreihe kann durch dieMasse-Leuchtkraft-Relationabgeschätzt 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 genannterunaway starsoderHyperschnellläufer). 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 alsStellare Evolutionbezeichnet.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

→Hauptartikel:Sternentstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist imFrühstadium des Universumsvor 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 eineGaswolke(meistMolekülwolke), die überwiegend ausWasserstoffbesteht, und die aufgrund ihrer eigenenSchwerkraftkollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft denGasdruckdominiert, und damit dasJeans-Kriteriumerfüllt ist. Auslöser können z. B. dieDruckwelleeiner nahenSupernova,Dichtewellen in der interstellaren Materie oder derStrahlungsdruckbereits entstandener Jungsterne sein.
2. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelneGlobulen(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 genannteHayashi-Linieerreicht, 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 sogenannteWasserstoffbrenneneinsetzt, das heißt diestellare Kernfusionvon Wasserstoff zuHeliumdurch denBethe-Weizsäcker-Zyklusoder dieProton-Proton-Reaktion.Als Folge desDrehimpulsesder Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masseakkretiert.Aus dieserAkkretionsscheibekönnen 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 dieEkliptik.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 dieUrsprüngliche 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 starkenSternwindproduzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise dieblauen Nachzügler(engl.blue stragglers), entstehen vermutlich durchSternkollisionen.
• Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8Sonnenmassenkontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt dieUV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe imHertzsprung-Russell-Diagramm.Der mit 265 Sonnenmassen schwerste bislang entdeckte Stern mit KurzbezeichnungR136a1ist etwas über eine Million Jahre alt und befindet sich in einem Sternhaufen im Tarantelnebel der GroßenMagellanschen Wolke.Bei seiner Entstehung könnte der Stern bis zu 320 Sonnenmassen gehabt haben.
• Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassendurchlaufen eine Phase, in der sieHerbig-Ae/Be-Sternegenannt 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 Sonnenmassenbleiben 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 derT-Tauri-Sterne.
• Objekte zwischen 13 und 75Jupitermassen(oder 0,07 Sonnenmassen)erreichen ebenfalls die nötige Temperatur, um eineKernfusionzu zünden, allerdings nicht die Fusion von Wasserstoff, sondern nur die vonprimordialin geringen Mengen vorhandenemDeuterium,ab 65 Jupitermassen auch vonLithium.Diese Objekte werdenBraune Zwergegenannt und sind hinsichtlich ihrer Masse zwischen denplanetaren Gasriesen(bis 13M_J) 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 imDreiecksnebelM33

Aus einer Globule kann sowohl einDoppel-oderMehrfachsternsystemals 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 genanntenPopulationIII, 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 durchKernreaktionenerzeugt 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 istNGC 3603im SternbildKiel des Schiffsin einer Entfernung von 20.000Lichtjahren.Sternentstehungsprozesse werden imInfrarotenund imRöntgenbereichbeobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werdenSatelliteneingesetzt wie beispielsweise das RöntgenteleskopChandra.

Hauptreihenphase

Das Farben-Helligkeits-Diagramm gleichzeitig entstandener Sterne unterschied­licher Massen enthält einenAbzweigepunkt,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 massearmenRoten Zwergeentwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da die Roten Zwerge ein Alter vonmehreren 10 Milliarden bis hin zu Billionen von Jahrenerreichen 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 beispielsweiseMagnetfelderbilden können oder wie stark derSternwindwird, 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 denmagellanschen Wolkenbeispielsweise, 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 gleichmäßigWasserstoffzuHeliumfusioniert(je nach Masse entweder mit demp-p-Zyklusoder demBethe-Weizsäcker-Zyklus oder CNO-Zyklus). 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 derAlter-Null-Hauptreihe.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 überStrahlungstransportoderKonvektionstatt,Wärmeleitungspielt dagegen keine Rolle. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man dieSternatmosphäre.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 habenRote Riesen,Rote Überriesenund 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

Planetarischer Nebel Messier 57 (Ringnebel) mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr

Nebel um den extrem masse­reichen SternEta Carinaemit einem Längsdurchmesser von etwa 0,5 Lichtjahren

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 desHeliumbrennensist 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 Sonnenmassenführen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genanntenSchalenbrennensvollständig. In der Phase des Schalenbrennens werden die Sterne zuRoten Riesenmit 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 zuWeißen Zwergenmit 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 alsSchwarze Zwergeenden.
• Massearme Sterne zwischen 0,7 und 2,3 Sonnenmassenwie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern nur über den Umweg derEntartung.Am Ende der Hauptreihenphase besitzen die Sterne einen noch stabilen, isothermen Heliumkern mit ca. 0,1 Sonnenmassen. Infolge des in der Unterriesenphase und späteren ersten Riesenphase fortschreitendem Wasserstoffschalenbrennens wächst die Masse des Kerns, die Temperatur steigt aber nur solange an, wie die Kernmaterie nicht vollständig entartet ist. Dabei wird der Kern immer kleiner und dichter bis zur Entartung. Über dem schrumpfenden Kern läuft nun das Wasserstoffbrennen immer heftiger in einer immer dünner werdenden Schale bei immer höheren Temperaturen ab, am Ende bei ca. 100 MK (Bethe-Weizsäcker-Zyklus). Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zuRoten Riesenmit Durchmessern von typischerweise dem Hundertfachen der Sonne (typischer Vertreter:Aldebaran). Die entartete Kernmaterie ist ein guter Wärmeleiter, sodass die brennende Wasserstoffschale auch den Kern mit aufheizt. Hat der Kern eine Masse von ca. 0,45 Sonnenmassen und ca. 80 MK erreicht (einige 10.000 Jahre vor dem eigentlichenHeliumflash), beginnt langsam derDrei-Alpha-Prozesseinzusetzen, was den Kern zusätzlich aufheizt. Solange der Kern aber entartet ist, kann die Wärme jedoch nur über die Wärmeleitung umverteilt werden. Mit steigender Temperatur steigt auch die Fusionsrate (~T⁴⁰) weiter an, sodass irgendwann die bei der Kernfusion entstehende Wärme nicht mehr abgeleitet werden kann. Jetzt kommt es zum „Durchgehen “der Kernfusion: Es spielen sich innerhalb von Stunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung ansteigen kann. Die Temperaturen in der Fusionszone steigen über 300 MK bis die Fermi-Temperatur erreicht ist. An diesem Punkt ist die Entartung aufgehoben und der Kern kann die Fusionsrate wieder thermodynamisch regeln. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden alsHeliumflashbezeichnet. Die während des Heliumflashs freigesetzte Energie gelangt nicht an die Oberfläche und es kommt auch nicht zur Supernova, weil diese Energie in die Expansion des Kernes umgewandelt wird (der bei der vorherigen Kontraktion abgelaufene Prozess, d. h. die Umwandlung von Gravitationsenergie in Wärme, kehrt sich um). Wenn im Kern das Heliumbrennen einsetzt, habenalle Sterne in diesem Massenbereicheine typische Leuchtkraft vom ca. 2000-fachen der Sonne heute, danach dehnt sich der Kern aus und der Stern wird kleiner und heißer: Er befindet sich nun im HRD auf demHorizontalast.In der Phase findet im Kern Heliumbrennen statt und der Stern ist nun ein Roter Riese mit einer Leuchtkraft in der Größenordnung vom 50- bis 200-fachen der Sonne. Beim Heliumbrennen entsteht primärKohlenstoff,wenn dieser im Verlauf des Heliumbrennens ausreichend vorhanden ist, aus diesem mit Helium auchSauerstoff.Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Ist das Helium im Kern verbraucht, wiederholt sich der Entartungsprozess der ersten Riesenphase mit einem Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff: Der Stern dehnt sich ein zweites Mal enorm aus, kühlt dabei ab und die Leuchtkraft steigt wieder an, der Stern ist nun ein asymptotischer Riese (AGB-Stern,typischer Vertreter:Mira). In dieser Phase wechseln sich Wasserstoff- und Heliumbrennen in den Schalen ab, wobei die verbleibende Sternhülle an der Unterseite durch die Kernfusion und an der Oberfläche durch den starken Sternwind immer dünner wird. Irgendwann ist die Leuchtkraft des Kerns so hoch (ca. 5000× Sonne) und die Dichte der Hülle so gering, dass der Sternwind plötzlich von der Oberfläche des Kerns und nicht mehr von der Oberfläche des Riesen kommt: Der langsame (ca. 20 km/s), kühle und dichte Sternwind wird nun durch einen schnellen (1000 km/s), heißen und dünnen ersetzt, der die bereits abgestoßenen Teile der Hülle wie ein Pflug vor sich herschiebt. Es bilden sichPlanetarische Nebel.Nach wenigen 10.000 Jahren schließlich erlischt jegliche Kernfusion und die Sterne werden zuWeißen Zwergenaus Kohlenstoff und Sauerstoff wie oben beschrieben.
• Massereichere Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassenwerden 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 einHeller Riese(typische Vertreter: derPolarsternundCanopusmit Leuchtkräften im Bereich ca. 2.000 bis 10.000). Die Sterne können bei der Entwicklung denCepheiden-Instabilitätsstreifenim HRD kreuzen und eignen sich damit zur Entfernungsbestimmung. Nach dem Erschöpfen des Heliums im Kern werden die Sterne wie solche mit 0,7–2,3 Sonnenmassen zuAGB-Sternen.Durch den noch stärkeren Masseverlust in der Hülle erreichen die Kerne solcher Sterne aber nicht die kritische Masse von 0,9 Sonnenmassen, welche zum Einsetzen desKohlenstoffbrennenserforderlich ist. Die Sterne bilden anschließend einenPlanetarischen Nebelund werden danach zu Weißen Zwergen aus Kohlenstoff und Sauerstoff.
• Massereichere Sterne zwischen 8 und 10 Sonnenmassenerreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium desKohlenstoffbrennens,bei dem Elemente bis zum Magnesium entstehen. DurchSternwindund die BildungPlanetarischer Nebelverlieren diese Sterne jedoch einen so großen Teil ihrer Masse, dass sie so unter die kritische Grenzmasse von 1,44 Sonnenmassen für eineSupernova-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 Sonnenmassendurchlaufen 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 zumRotenoderBlauen Überriesen(dabei sind Übergänge zwischen beiden Phasen möglich). Typische Vertreter sindAntares,Beteigeuze,RigelundAlnitakmit 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 umη 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 als Hauptreihenstern die ca. 30.000-fache Sonnenleistung und den ca. 10-fachen Sonnendurchmesser aufweist:

Übersicht über die Fusions­prozesse innerhalb massereicher Sterne

Fusions- material	Fusionsvorgang (Nukleosynthese)	Temperatur (Mio.K)	Dichte (kg/cm³)	Fusions- dauer
H	Wasserstoffbrennen	40	0,006	10 Mio. Jahre
He	Heliumbrennen	190	1,1	1 Mio. 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	4.000	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. 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 dieChandrasekhar-Grenzevon 1,44 Sonnenmassen überschreitet, kollabiert er innerhalb von Sekundenbruchteilen, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form vonNeutrinosund Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen Umständen als Endprodukt einer solchenSupernova-Explosion vom Typ II einNeutronensternoder einSchwarzes Lochentsteht, 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 einesQuarksterns,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 genanntenNukleosynthese.Bei den imthermischen Gleichgewichtablaufenden 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 durchNeutroneneinfangmit nachfolgendemβ-Zerfallin kohlenstoffbrennenden Riesensternen ims-Prozessoder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova imr-Prozess.Hierbei steht s fürslowund r fürrapid.Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, finden auchProtoneneinfangundSpallationstatt.

Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitereSterngenerationenentstehen. 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 SammelbegriffMetalleeingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten dieMetallizitätanzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden alschemisch pekuliarbezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Doppelsterne

→Hauptartikel:Doppelstern

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

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 denKepler’schen Gesetzenum einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Über die Hälfte aller Sterne imUniversumsind Teil eines Doppelsternsystems.
• Ein Mehrfachsternsystem besteht aus mehr als zwei physikalisch gebundenen Sternen.

Veränderliche Sterne

→Hauptartikel:Veränderlicher Stern

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen, erkennbar in denLichtkurven.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 dieLeuchtkraft.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.
  • Mirasterne– 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 umDoppelstern­systeme, bei denen ein Massetransfer von einemRoten Riesenzu einemWeißen Zwergstattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.

  

  Supernova-ÜberrestCassiopeia A

  • Supernovae.Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denenTyp Iaebenfalls 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):
• Röntgendoppelsternesind Doppelsternsysteme, die Röntgenstrahlung aussenden. Dabei empfängt einkompakter PartnerdurchAkkretionMaterie von einem anderen Stern. Dadurch ähneln die Röntgendoppelsterne den kataklysmischen Veränderlichen.

Siehe auch

• Sternaufbau,Sternoberfläche
• Gestirn,Astronomisches Objekt
• Klassifizierung der Sterne
• Liste der Sterne
• Liste der Doppel- und Mehrfachsterne
• Liste sehr großer Sterne
• Liste der nächsten Sterne
• Liste der hellsten Sterne
• Celestia– 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,Hans Elsässer:Physik der Sterne und der Sonne.2. Auflage. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990,ISBN 3-411-14172-7.
• Rudolf Kippenhahn,A. Weigert:Stellar structure and evolution.Springer, Berlin 1990,ISBN 3-540-50211-4(englisch).
• N. Langer:Leben und Sterben der Sterne.Becksche Reihe. Beck, München 1995,ISBN 3-406-39720-4.
• D. Prialnik:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution.Cambridge University Press, Cambridge 2000,ISBN 0-521-65065-8.
• J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voith:Astronomie (Kapitel 14–16),Hrsg. Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
• Thassilo von Scheffer,Die Legenden der Sterne,1939.

Weblinks

Commons:Stern– Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Wikiquote: Stern– Zitate

Wiktionary: Stern– Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

• Literatur von und über Sternim Katalog derDeutschen Nationalbibliothek
• Sternentstehungbeiwww.zum.de
• Sternentstehung– Zusammenfassung beiwww.astronomia.de
• Interaktives Hertzsprung-Russell-Diagramm zur Sternentwicklung(Java) auf der Internetpräsenz derUniversität Bonn
• Kann man zu den Sternen reisen?aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten).Erstmals ausgestrahlt am 14. Mär. 1999.
• Rauchen junge Sterne?aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten).Erstmals ausgestrahlt am 16. Juli 2000.
• Was sind Doppelsterne?aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten).Erstmals ausgestrahlt am 29. Apr. 2001.
• Was sind Kugelsternhaufen?aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten).Erstmals ausgestrahlt am 3. Mär. 2002.
• Was sind Quarksterne?aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten).Erstmals ausgestrahlt am 22. Dez. 2002.
• Was sind Population-Drei-Sterne?aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten).Erstmals ausgestrahlt am 15. Okt. 2003.