Sterne

Beim Blick zum nächtlichen Himmel erfreuen wir uns an einer Vielzahl unterschiedlich heller Leuchtpunkte. Die meisten dieser Lichtpunkte sind Sterne unserer Galaxie. Unser nächstgelegener Stern ist die Sonne im Zentrum unseres Sonnensystems. Der nächste Stern außerhalb unseres Sonnensystem ist Proxima Centauri im Sternbild Zentaur. Seine Entfernung beträgt 4,244 Lichtjahre oder ca. 40,318 Billionen Kilometer (40 318 000 000 000 km). Sterne sind riesige Fusionsreaktoren, in denen ein Großteil der Elemente des Periodensystems erbrütet werden. Dabei wird unglaublich viel Energie in Form von Strahlung freigesetzt. Ein Teil dieser Energie nehmen wir als Licht war.

Was sind Sterne?

Sterne sind massereiche, selbstleuchtende Himmelskörper. Sie bestehen neben sehr heißem Gas auch aus ionisiertem, elektrisch leitfähigen Gas (Plasma). In ihrem Inneren findet eine Kernfusion statt. Dabei wird unter hohem Druck und Temperatur Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Diese Reaktion ist exotherm, was bedeutet, dass sie Energie freisetzt. Die Geschwindigkeit, mit der diese Reaktion abläuft, wird von der Masse des Sterns bestimmt. Diese immense freiwerdende Energie wird vom Stern in Form von Strahlung abgegeben. Dabei entsteht Strahlung über das gesamte Spektrum der elektromagnetischen Bandbreite: von Röntgenstrahlung über sichtbares Licht bis infrarot und sehr langwelligen Radiowellen.

Neigt sich der Brennstoff dem Ende zu, wird die Art seines Ablebens von seiner Masse bestimmt. Aus den Überresten der Sterne können sich neu Sterne, Planeten, Kometen und alle anderen massehaltigen Körper formen. Auch die chemischen Elemente, aus denen ein Mensch besteht, sind letztendlich in einem Stern erbrütet worden. (“Wir sind alle Sternenstaub” Stefan Klein)

Für Kinder gibt es andere Einstiege in die Erklärung: Wie erklärt man Kindern die Sterne? [Tipps und Beispiele]

Wie entstehen Sterne?

Die Sternentstehung benötigt eine Wolke aus Materie. Zu Beginn des Universums bestand die sichtbare Materie fast vollständig aus dem einfachsten Element: Wasserstoff (1 Proton und 1 Elektron).

Eine Wasserstoffwolke wird durch ein schwerkraftwirksames Ereignis zur Kollabierung gebracht. Es formen sich Bereiche konzentrierter Masse, die weitere Masse aufgrund der Gravitation anzieht. Dies bedeutet, dass die Schwerkraft den Strahlungsdruck der Gasteilchen übersteigt und so dafür sorgt, dass sich immer mehr Teilchen zum Gravitationszentrum bewegen.

Mit zunehmender Masse steigen Druck und Temperatur im Inneren der sich formenden Gaskugel an. Dieser Prozess kann mehrere Millionen Jahre dauern. Wird ein kritischer Bereich überschritten, beginnt das Wasserstoffbrennen (stellare Kernfusion). Hierbei werden Wasserstoffatome unter Energiefreisetzung zu Helium verschmolzen. Ein neuer Stern ist geboren.

Sterneigenschaften

Sterne sprengen in vielerlei Hinsicht unsere Vorstellungskraft. Sie lassen sich mit wenigen fundamentalen Parameter nahezu vollständig beschreiben:

Parameter	Sonne	Extrembeispiel
Oberflächentemperatur	5800 Kelvin	PG1159-Stern   200 000 Kelvin
Schwerebeschleunigung	274 m/s2	Sirius B   2740000 m/s2
Masse	1 Sonnenmasse	R136a1    265 Sonnenmassen

Das Leben von Sternen

Nachdem die stellare Fusion gezündet hat, beginnt das Leben eines Sterns, wie wir uns das vorstellen. Die meisten durchlaufen in ihrem Leben verschiedene Stadien der Hauptreihe. Die Hauptreihe beschreibt den Zusammenhang zwischen absoluter Helligkeit und Farbe des Sterns. Dabei ergeben sich dicht bevölkerte Linien, denen die meisten Sterne in Abhängigkeit von ihrer Masse und Entwicklungszustand zugewiesen werden können.

Wie schnell ein Stern die Hauptreihe durchläuft und ob er sich von der Hauptreihe fortentwickelt, ist von seiner Masse und Zusammensetzung abhängig.

Sehr massereiche Sterne verbrennen ihren Treibstoff in einigen Millionen Jahren, während massearme eine langsame Kernfusion betreiben. Dies zeigt sich an den Farben und Oberflächentemperaturen. Massearme Sterne, wie Braune Zwerge, sind dunkel und vergleichsweise kalt, während massereiche Sterne, wie Blaue Überriesen, bläulich leuchten und sehr heiß sind.

Zeigt die Zusammensetzung eines Stern einen hohen Anteil an schweren Elementen wie Eisen, kann er starkes Magnetfeld entwickeln, was den Sternwind bedingten Masseverlust beeinflusst.

Spätstadium und Ableben eines Sternkörpers

Im Stern wirken während seiner Lebensdauer zwei Kräfte entgegen. Der Strahlungsdruck, der durch die stellare Fusion entsteht und die Gravitation. Neigt sich der Brennstoff dem Ende zu, reduziert sich der Strahlungsdruck allmählich und die Gravitation erlangt die Oberhand.

Der Druck im Kern beginnt weiter zu steigen, sodass die weitere Erbrütung schwerer Elemente durch Fusion ermöglicht wird. Beim nun einsetzenden Heliumbrennen entsteht Kohlenstoff. Weiter kann Kohlenstoff zu Sauerstoff fusionieren. Am Ende des sogenannten Schalenbrennen entsteht Eisen. Erstaunlich ist die Dauer der jeweiligen Fusionsreaktion. Während das Wasserstoffbrennen 10 Milliarden Jahre und mehr dauern kann, endet das Siliciumbrennen bereits nach einer Woche.

Der Verlauf des Spätstadium ist masseabhängig.

Massearme Sterne 

bis 0,3 Sonnenmassen

Massearme Sterne durchlaufen das Schalenbrennen nicht vollständig. Durch das vorzeitige Erlöschen des Schalenbrennens nimmt die Temperatur und der Strahlungsdruck im Kern ab und sie kontrahieren unter der Gravitation zu Weißen Zwergen. In diesem Zustand verweilen sie bis zur vollständigen Abkühlung, ab welchem Zeitpunkt sie auch kein Licht mehr ausstrahlen (Schwarzer Zwerg).

0,3-2,3 Sonnenmassen

Massearme Sterne dieser Kategorie durchlaufen das Schalenbrennen weiter als die oben beschriebenen Sterne. Dabei wächst der Strahlungsdruck in vergleichsweiser kurzer Zeit stark an und er bläht sich auf ein vielfaches seines Durchmesser auf. Ein Roter Riese (Beispiel: Beteigeuze im Sternbild Orion) entsteht. Bei diesem Prozess werden die äußeren Hüllen abgestoßen und ein Planetarischer Nebel entsteht. Nach dem Erlöschen des Schalenbrennens kollabiert der Stern zu einem Weißen Zwerg.

Massereiche Sterne 

2,3-3 Sonnenmassen

Diese massereichen Sterne durchlaufen das Schalenbrennen vollständig bis zur Fusionierung zu Eisen. Mit der Entstehung von Eisen kommt es zur Bildung von Magnetfeldern. Magnetfelder erzeugen einen Sternenwind aus elektrisch geladenen Sonnenteilchen. Dies trägt zu einem überkritischen Masseverlust bei, sodass auch sie zu Weißen Zwergen kollabieren.

>3 Sonnenmassen

Extrem massereiche Sterne fusionieren fast alle Elemente zu Eisen. In dem einige tausend Kilometer großen entstehenden Eisenkern konzentriert sich beinahe die gesamte Sternmasse. Bei Überschreiten eines Masse-Grenzwertes kollabiert der Eisenkern in Bruchteilen von Sekunden. Dabei wird eine exorbitante Energiemenge freigesetzt, die alle umgebenden Schichten zerreißt. Er geht in einer Supernova zugrunde. Als masseabhängiges Resultat entsteht ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Sternarten

Einteilung der Sterne nach Farbe und Spektraleigenschaften

Population III Sterne

Die ersten Sterne des Universums hatten als Ausgangsstoff fast ausschließlich Wasserstoff zur Verfügung. Sie entstanden vermutlich 200 Millionen Jahre nach dem Urknall. Zu diesem Zeitpunkt war das Universum noch deutlich dichter als heute, sodass sie sehr massereich und groß waren.

Ihre Lebenszeit war äußerst kurz, sodass es heute vermutlich keine Sterne dieser ersten Generation mehr gibt. Doch sie haben bereits weitere schwerere Elemente als Wasserstoff und Helium erbrütet und somit den Ausgangsstoff für die nächste Sternengeneration geschaffen.

Population II Sterne

Sie existieren noch heute. Sie kennzeichnen sich vor allem durch hohes Alter und rote Farbe. Viele von ihnen verbrennen ihren Treibstoff sehr langsam und werden ein hohes Alter erreichen.

Population I Sterne

Diese Sterne sind jung und leuchten blau. Sie lassen sich weiter unterteilen. Die Sonne wird der “Alten Population I” zugeordnet.

Doppelsterne

Doppelsterne sind Sterne, die scheinbar oder tatsächlich eine enge räumliche Beziehung zueinander haben. Man spricht von einem optischen Doppelstern, wenn aufgrund einer engwinkligen Sichtachse des Beobachters die Sterne am Firmament nah zusammenliegen, tatsächlich aber weit voneinander entfernt sind. Dies ist zum Beispiel der Fall, wenn ein Stern nahe zum Beobachter steht und ein weiterer sich scheinbar neben ihm befindet aber tatsächlich sehr viel weiter vom Beobachter entfernt ist als der erste. 

Echte Doppelsterne sind zwei Sterne, die räumlich so nahe beieinander liegen, dass sie sich gravitativ gegenseitig beeinflussen. Sie kreisen um einen gemeinsamen Schwerpunkt und machen ca. 50% der Sterne im Universum aus.

Veränderliche Sterne

Veränderliche Sterne zeichnen sich durch Schwankungen ihrer Helligkeit aus. Dies ist jedoch nicht mit dem Funkeln oder Flackern von Sternen zu verwechseln, dessen Ursache in atmosphärischen Störungen zu finden ist. Je nach Ursache für die Helligkeitsschwankung des Sterns können unterschieden werden:

Bedeckungsveränderliche Sterne

Doppelsternsystem mit unterschiedlich hellen Partnern, deren Rotationsebene ungefähr rechtwinklig zum Beobachter steht.

Rotationsveränderliche Sterne

Sterne, die nicht in alle Richtungen die gleiche Lichtintensität abstrahlen, wie zum Beispiel ein Pulsar. Ein Pulsar ist ein schnell rotierender Neutronenstern, dessen Magnetfeldachse von seiner Rotationsachse abweicht. An den Magnetfeldpolen wird Strahlung ausgesendet. Liegt die Erde im Strahlungskegel des rotierenden Pulsar, wird dies als periodische wiederkehrende Strahlungsspitze wahrgenommen.

Pulsationsveränderliche Sterne

Sterne durchlaufen in ihrer Entwicklung instabile Phasen, in denen sich die Zustandsgröße und Leuchtkraft periodisch verändert. Dies geschieht meist am Ende des Hauptreihenstadiums.

Wie viele Sterne gibt es?

Wenn man an einem dunkeln Ort in den Nachthimmel blickt, kann man circa 5000 leuchtende Himmelskörper ohne technische Hilfsmittel erkennen. Fast alle diese Leuchtpunkte sind aus unsererr Galaxie, der Milchstraße.

In unserer Galaxie gibt es aber deutlich mehr Sterne als die, die wir mit den Augen erspähen können. Man schätzt die Anzahl in der Milchstraße auf 300 Milliarden (300 000 000 000 Sterne). Im gesamten Universum gibt es eine Vielzahl von Galaxien. Anfang der Neunziger Jahre wurde die Anzahl der vorhanden Galaxien auf 100 Milliarden geschätzt. Neuere Erkenntnisse legen jedoch nahe, dass 9 von 10 Galaxien von uns nicht beobachtet werden können. Dies würde ihre Anzahl verzehnfachen.

Aus der Anzahl an Sternen pro Galaxie und der geschätzten Menge von Galaxien im Universum kann näherungsweise die Anzahl im gesamten Weltraum bestimmt werden:

300 000 000 000 000 000 000 000 Sterne

Spektakuläre Daten, Zahlen und Fakten zu Sternen

1. Der größte bekannte Stern ist UY Scuti, ein Roter Überriese im Sternbild Schlangenträger, der etwa 1.700-mal größer ist als die Sonne.
2. Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und hat noch etwa 5 Milliarden Jahre bis zum Ende ihrer Lebensdauer als Hauptreihenstern.
3. Der nächstgelegene Stern zum Sonnensystem ist Proxima Centauri, der etwa 4,24 Lichtjahre entfernt ist.
4. Der hellste Stern am Nachthimmel ist Sirius, der etwa 8,6 Lichtjahre entfernt ist und eine scheinbare Helligkeit von -1,46 mag hat.
5. Ein Neutronenstern ist ein extrem dichter Stern, der aus den Überresten einer Supernova-Explosion besteht und nur etwa 20 Kilometer Durchmesser hat.
6. Ein Schwarzes Loch ist ein astronomisches Objekt mit so starker Gravitation, dass nichts, nicht einmal Licht, ihm entkommen kann.
7. Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5.500 Grad Celsius, während die Temperatur im Kern bei etwa 15 Millionen Grad Celsius liegt.
8. Ein Stern mit der 10-fachen Masse der Sonne wird etwa 10 Millionen Jahre lang brennen, bevor er als Supernova explodiert.
9. Der hellste Stern im Universum ist R136a1 im Tarantelnebel, der etwa 10 Millionen Mal heller ist als die Sonne.
10. Eine Supernova-Explosion kann kurzzeitig so hell sein wie eine ganze Galaxie und genug Energie freisetzen, um Elemente schwerer als Eisen zu erzeugen.