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Lexikon der Astronomie: Stern

Sonne

Die Sterne sind die ureigenen Forschungsobjekte der Astronomie. Neben dem Erdmond und den hellsten Planeten sind sie der visuellen Beobachtung sehr einfach zugänglich. Der 'Stern vor unserer Haustür' ist die Sonne. Das Bild oben zeigt eine Beobachtung des Sonnenobservatoriums SOHO im UV-Licht des einfach ionisierten Heliums (HeII), aufgenommen 1997 (große Version, Credit: SOHO/EIT, ESA & NASA, 1997). Die Sonnengranulation, Eruptionen und eine Protuberanz links unten sind deutlich zu erkennen. Das Sonnenlicht benötigt von der Oberfläche unseres Heimatgestirns nur gut 8 Minuten bis zur Erde. Die Sonne ist der am besten untersuchte Stern. Es verwundert kaum, dass deshalb die Anfänge der Astronomie von der Stellarphysik geprägt waren.

Zum Begriff Stern

Der Begriff Stern im landläufigen Sinne umfasst alles, was am Nachthimmel als helles (mit bloßem Auge punktförmiges) Objekt erscheint, also auch die helleren Planeten des Sonnensystems.
Sterne im engeren Sinne der Astrophysik sind jedoch näherungsweise kugelförmige Ansammlungen von ionisiertem Gas, das durch thermonukleare Fusionsprozesse Energie vor allem in Form von elektromagnetischer Strahlung freisetzt. Die häufig zu lesende Definition eines Sterns als 'selbstleuchtendes Objekt' (wohingegen Planeten nur angestrahlt werden und diese Strahlung reflektieren) ist kritisch, denn die Thermodynamik lehrt, dass alle Objekte strahlen, weil sie eine endliche Temperatur aufweisen: Es sind Wärmestrahler (Planck-Strahler). So erzeugen schon die inneren Gasplaneten, Jupiter und Saturn, mehr eigene Strahlungsenergie, als sie von der weit entfernten Sonne erhalten. Sterne in der besseren Definition sind also kosmische Fusionsreaktoren, in denen leichte Elemente zu schweren fusioniert werden. Astrophysiker sprechen in diesem Zusammenhang gerne vom Brennen, was chemisch nicht ganz korrekt ist. Gemeint ist immer eine Verschmelzung von Atomkernen – die stellare Nukleosynthese.
Nach dieser engeren Definition sind Braune Zwerge keine Sterne, sondern eher verwandt mit Planeten. Dies brachte ihnen auch den Namen 'Jupiters' ein, weil sie nur wenige Vielfache schwerer sind als der größte der Gasplaneten im Sonnensystem. Braune Zwerge gewinnen ihre geringe Strahlungsenergie nicht aus der Fusion, dazu sind sie zu leicht, sondern aus der Kompression von Gas.

Auf einen Stern wirken folgende Kräfte

  • ihre eigene Gewichtskraft, also die Gravitation,
  • der Gasdruck, der durch eine Zustandsgleichung für das Gas gegeben ist,
  • die Zentrifugalkraft, weil der Stern rotiert,
  • der Strahlungsdruck, weil im Innern des Sterns thermonukleare Fusionsprozesse ablaufen, die Photonen unterschiedlicher Energie freisetzen. Photonen haben einen Impuls und üben entsprechend einen Druck auf eine Fläche aus. Die aus der Fusion gewonnene Strahlung wandert durch das Plasma des Sterns, wird dabei gestreut, absorbiert und reemittiert und erreicht irgendwann seine Oberfläche (hydrodynamisches Strahlungstransportproblem). Diese Grenzschicht nennt man Photosphäre, weil hier die Photonen den Bereich des Sterns verlassen. Tagsüber sehen wir bei guten Sichtverhältnissen die dünne Photosphäre der Sonne als helle Berandungsfläche (Besser mit Schutzbrille beobachten!).

hydrostatisches Gleichgewicht

Eine Bilanz aller Kräfte (oder alternativ Drücke) im Stern führt auf eine Bedingung für das hydrostatische Gleichgewicht. In vielen Fällen befindet sich der Stern in einem stationären Zustand und verändert sich in seiner äußeren Gestalt kaum. Dies gilt insbesondere für die Hauptreihensterne (engl. main sequence stars).

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sterne

Diese Bezeichnung rührt daher, weil viele beobachtete Sterne in einer Auftragung ihrer Leuchtkraft über ihrer (effektiven) Oberflächentemperatur eine von links oben nach rechts unten verlaufende Linie bevölkern. Diese Form der Auftragung heißt Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und ist fundamental in der Stellarphysik. Die charakteristische Linie heißt Hauptreihe. Alternativ kann im Diagramm anstelle der Effektivtemperatur die Spektralklasse auf der Abszisse (x-Achse) aufgetragen werden. Das HRD war historisch zunächst eine Darstellung von Helligkeit über der Farbe des Sterns, die etwas einfacher der damaligen visuellen Beobachtung zugänglich waren.
Es gibt aber auch Sterne, die sich in einem sehr dynamischen Zustand befinden und pulsieren: Der Sternradius oszilliert, oft auch mit regelmäßigen Perioden, wie es bei den Cepheiden oder den RR Lyrae-Sternen der Fall ist. Diese Objekte findet man auf dem so genannten Instabilitätsast im HRD. Dieser Typus von Pulsationsveränderlichen zeigt eine variable Leuchtkraft, weil seine Oberfläche schwingt.

Sterne – nach Alter sortiert

Eine Klassifikation von Sternen ist im Rahmen der Sternentwicklung nach ihrem Alter möglich. Am Anfang stehen die Protosterne und die YSOs. Dann folgt ein Zustand, der als eher 'ruhige Phase' charakterisiert werden kann (was von sonnenartigen Sternen mittleren Alters anzunehmen ist) oder sehr dynamisch sein kann, wie bei den Pulsationsveränderlichen. Bestimmte Sterne kommen auch in ein Stadium, das man als Roten Riesen bezeichnet. Dabei bläht sich der Stern um ein Vielfaches auf. Diese Phase wird auch die Sonne in einigen Milliarden Jahren durchlaufen und sich dabei die inneren Planeten Merkur und Venus einverleiben. Auf der Erde wird es dann so ungemütlich heiß, dass sogar die Ozeane verdampfen!

Vom Schicksal der Sterne

Am Ende der Sternentwicklung stehen zwei Möglichkeiten, die von der Sternmasse abhängen. Entweder gibt es ein spektakuläres Finale in Form einer Sternexplosion – einer Supernova, einer Hypernova oder einem Gamma Ray Burst, was nur massereichen Sternen vorbehalten ist. Oder der Stern streift seine äußeren Hüllen nach dem Rote-Riesen-Stadium (Post-AGB-Phase) ab und bildet dabei einen farbenprächtigen, planetarischen Nebel aus, in dessen Zentrum ein Weißer Zwerg sitzt. Das letzte Szenario gilt für masseärmere, sonnenartige Sterne.
Die Endkonfiguration eines Sterns wird ebenfalls im Wesentlichen von der Masse des Vorläufersterns bestimmt. Entweder die Konfiguration wird in der Supernova vollständig zerrissen, so dass kein Relikt, sondern nur verteilte 'Asche' übrig bleibt oder es bildet sich ein kompaktes Objekt aus. Massearme Sterne werden zu Weißen Zwergen, was von der Sonne in etwa 6 Milliarden Jahren zu erwarten ist (dann geht der 'Brennstoff' für die Fusion aus). Massereichere Sterne enden mit steigender Ausgangsmasse als Neutronenstern, eventuell auch als Quarkstern, als stellares Schwarzes Loch oder – alternativ zu letztgenannten – als Gravastern oder Holostern, sollten diese Raumzeiten tatsächlich in der Natur realisiert sein.
Kein Stern durchläuft alle diese Phasen! Im Wesentlichen bestimmt seine Masse sein Schicksal und an welchen der oben genannten Phasen bzw. Klassifizierungen er teilnimmt. Daraus kann man zu einer Vorstellung über die Entwicklung von Sternen gelangen und vollständige Entwicklungspfade von 'Sternengeburt' bis 'Sternentod' im HRD eintragen.

Sternpopulationen

Eine weitere Klassifikation von Sternen gelingt über deren Gehalt an Metallen bzw. deren Position in ihrer Galaxie (Bulge, Scheibe oder Halo): Die Population unterscheidet dann drei Sternpopulationen. Dies entspricht einer zeitlichen Einordnung von Sternen im Rahmen der Kosmologie. PopIII-Sterne gehören in dieser Terminologie zu der ersten Generation von Sternen im Universum.

Zustandsgrößen von Sternen

Unter dem Eintrag Zustandsgröße werden wichtige stellare Merkmale vorgestellt, die ihre Charakterisierung und Klassifikation erlauben. Der wichtigste Parameter eines Sterns ist seine Masse, weil sie über die weitere Entwicklung und das Ende des Sterns entscheidet. Die Grenzmasse zur thermonuklearen Fusion von Wasserstoff darf sogar als Definitionskriterium für einen Stern herangezogen werden, wie eingangs beschrieben wurde.

aktuelle Forschung

Die Stellarphysik ist zwar eine klassische Disziplin der Astronomie, dennoch sind eine Reihe von Fragen rund um Sterne nicht vollends geklärt: So ist beispielsweise unklar, wie schwer Sterne prinzipiell werden können. Diese Frage hängt mit einer weiteren Herausforderung zusammen, nämlich wie die ersten Sterne im Kosmos entstanden (PopIII, s.o.). Ebenso neu ist die Erkenntnis, dass die Masse-Leuchtkraft-Relation massearmer Sterne bisher falsch bewertet wurde. Zu diesen Themen gibt es ebenfalls Beschreibungen im Eintrag Zustandsgröße.

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  • Die Autoren
- Dr. Andreas Müller, München

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