Stern

Grundidee und Bedeutung

Ein Stern ist in der Astronomie ein massereicher, selbstleuchtender Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma. Das wichtigste Beispiel ist die Sonne. Sterne leuchten, weil in ihrem Inneren bei sehr hohem Druck und sehr hoher Temperatur Kernfusion stattfindet: Meist wird Wasserstoff zu Helium verschmolzen, wobei Energie frei wird. Diese Energie gelangt als Strahlung, darunter sichtbares Licht, und als Strom geladener Teilchen, der Sternwind, in den Raum.

Fast alle mit bloßem Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sind sonnenähnliche Objekte, die nur wegen ihrer großen Entfernung punktförmig erscheinen. Unter guten Bedingungen kann man mehrere Tausend Sterne freiäugig unterscheiden; in Stadtnähe sind es deutlich weniger. Alle freiäugig sichtbaren Sterne gehören zur Milchstraße. Diese enthält mindestens 100 Milliarden Sterne und ist nur eine von etwa einer Billion Galaxien. Insgesamt gibt es schätzungsweise hunderte Trilliarden Sterne.

Sterne unterscheiden sich stark in Masse, Größe, Leuchtkraft, Farbe, Temperatur, Dichte und Lebensdauer. Etwa 90 % der Sterne sind Hauptreihensterne: Sie befinden sich in einem stabilen Gleichgewicht zwischen Gravitation, Strahlungsdruck und Gasdruck. Die meisten Sterne bestehen zu 99 % aus Wasserstoff und Helium in Form heißen Plasmas. Braune Zwerge zählen nicht zu den Sternen, weil sie für dauerhafte Wasserstofffusion zu leicht sind; sie können nur Deuteriumfusion betreiben.

Beobachtung und Einordnung

Der nächste und am besten erforschte Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern im klassischen Sinn ist Proxima Centauri in 4,22 Lichtjahren Entfernung. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius mit einer scheinbaren Helligkeit von −1,46 m; seine Leuchtkraft ist etwa 25-mal stärker als die der Sonne. Der am weitesten vom Sonnensystem entfernte bekannte Stern ist Earendel in 12,9 Milliarden Lichtjahren Entfernung, entdeckt Anfang 2022 mit dem Hubble-Weltraumteleskop.

Sterne erscheinen wegen ihrer Entfernung fast immer nur als Lichtpunkte. Selbst Teleskope bilden sie meist als Beugungsscheibchen ab. Nur wenige nahe Überriesen wie Beteigeuze oder Mira können mit modernsten Teleskopen als kleine Scheiben erscheinen. Das Flackern von Sternen, die Szintillation, entsteht durch Turbulenzen in der Erdatmosphäre und sagt nichts über die Leuchteigenschaften der Sterne selbst aus.

Zur Beschreibung von Sternen nutzt man fundamentale Parameter: Oberflächentemperatur, Schwerebeschleunigung an der Oberfläche und Masse, meist in Sonnenmassen. Je nach Zusammenhang sind auch Radius, Dichte, absolute Helligkeit beziehungsweise Leuchtkraft, Metallizität, Rotationsgeschwindigkeit und Eigenbewegung wichtig. Metallizität bezeichnet in der Astronomie die Häufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium. Aus dem Spektrum eines Sterns lassen sich Oberflächentemperatur, Schwerebeschleunigung und chemische Zusammensetzung bestimmen. Kennt man seine Entfernung, etwa durch Parallaxe, kann man aus scheinbarer Helligkeit und Fotometrie seine Leuchtkraft berechnen.

Mehr als 99 % aller Sterne lassen sich einer Spektralklasse und einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm oder Farben-Helligkeits-Diagramm liegen sie in bestimmten Bereichen, besonders auf der Hauptreihe. Hauptreihensterne haben Oberflächentemperaturen von etwa 2200 K bis 45.000 K, Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und Radien von 0,1 bis 25 Sonnenradien. Weiße Zwerge können bis zu 100.000 K heiß sein, sind aber etwa so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der Sonne vergleichbar sein kann.

Entstehung und Hauptreihe

Sterne entstehen aus Gaswolken, meist Molekülwolken aus überwiegend Wasserstoff. Wenn die eigene Schwerkraft den Gasdruck überwiegt, kollabiert die Wolke; dies wird durch das Jeans-Kriterium beschrieben. Auslöser können zum Beispiel Druckwellen naher Supernovae, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck junger Sterne sein. Durch weitere Verdichtung entstehen Globulen, also eng begrenzte Staub- und Gaswolken. Daraus bilden sich Sterne selten isoliert, sondern oft in Gruppen. Die Kontraktionsphase dauert insgesamt etwa 10 bis 15 Millionen Jahre.

Während der Verdichtung steigen Dichte und Temperatur. Wenn im Inneren die stellare Kernfusion beginnt, setzt das Wasserstoffbrennen ein: Wasserstoff wird zu Helium fusioniert, entweder über die Proton-Proton-Reaktion oder den Bethe-Weizsäcker-Zyklus, auch CNO-Zyklus genannt. Um junge Sterne kann eine Akkretionsscheibe entstehen, aus der weitere Materie aufgenommen wird und aus der auch Planeten entstehen können. Außerdem können Materie-Jets entlang der Polachsen auftreten, die über 10 Lichtjahre lang werden können.

Die spätere Entwicklung hängt vor allem von der Anfangsmasse ab. Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme. Sehr massereiche Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren schnell und erreichen rasch die Hauptreihe. Sterne zwischen 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase als Herbig-Ae/Be-Sterne. Masseärmere Sterne zwischen 0,07 und 3 Sonnenmassen können als T-Tauri-Sterne auftreten. Objekte zwischen 13 und 75 Jupitermassen beziehungsweise bis etwa 0,07 Sonnenmassen erreichen keine Wasserstofffusion und heißen Braune Zwerge.

Auf der Hauptreihe verbringen Sterne etwa 90 % ihrer Lebenszeit. Dabei fusionieren sie im Kern gleichmäßig Wasserstoff zu Helium. Je größer die Masse, desto kürzer die Brenndauer: Die massereichsten Sterne verbrauchen ihren Brennstoff in wenigen hunderttausend Jahren, während die Sonne nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer Hauptreihenphase hinter sich hat. Rote Zwerge können mehrere 10 Milliarden bis Billionen Jahre alt werden; da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat noch keiner der masseärmsten Sterne die Hauptreihe verlassen.

Spätstadien und Endzustände

Wenn im Kern genügend hohe Temperatur und ausreichender Druck erreicht werden, beginnen Heliumkerne zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen läuft dann oft in einer Schale um den Kern weiter. Der Stern verlässt die Hauptreihe. Die weitere Entwicklung unterscheidet sich stark nach Masse.

Sterne bis 0,7 Sonnenmassen führen nach dem Wasserstoffbrennen noch Schalenbrennen aus, erreichen aber kein stabiles Heliumbrennen. Sie werden zu Roten Riesen, verlieren Masse und kontrahieren später zu Weißen Zwergen, vorwiegend aus Helium. Weiße Zwerge sind sehr kompakt, kühlen langsam ab und würden in sehr ferner Zukunft zu Schwarzen Zwergen werden.

Sterne zwischen 0,7 und 2,3 Sonnenmassen, darunter die Sonne, erreichen das Heliumbrennen erst nach einem Entartungsprozess im Kern. Beim sogenannten Heliumflash kann die Leistung im Zentrum kurzzeitig auf das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung steigen; die Energie gelangt aber nicht als Supernova nach außen, sondern dehnt den Kern aus. Danach brennt Helium im Kern, wobei vor allem Kohlenstoff und später auch Sauerstoff entstehen. Später wird der Stern zu einem asymptotischen Riesen, stößt seine Hülle durch Sternwind ab und bildet einen Planetarischen Nebel. Übrig bleibt ein Weißer Zwerg aus Kohlenstoff und Sauerstoff.

Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen beginnen das Heliumbrennen ohne Heliumflash und können Helle Riesen werden. Sie enden ebenfalls meist als Weiße Zwerge aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Sterne zwischen 8 und 10 Sonnenmassen erreichen Kohlenstoffbrennen und bilden seltene Weiße Zwerge aus Sauerstoff, Neon und Magnesium. Sterne über 10 Sonnenmassen durchlaufen weitere Fusionsphasen bis zur Bildung eines Eisenkerns. Sobald dieser die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, kollabiert er in Sekundenbruchteilen. Die äußeren Schichten werden abgestoßen: Es entsteht eine Supernova vom Typ II. Ob dabei ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht, ist nicht genau bekannt; Masse, Rotation und Magnetfeld spielen vermutlich eine Rolle.

Elemententstehung und Verteilung

Elemente schwerer als Helium entstehen fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung, also durch Nukleosynthese. In Fusionsreaktionen im Plasma können Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Noch schwerere Elemente entstehen durch Einfangen von Kernteilchen in nichtthermischen Reaktionen, besonders durch Neutroneneinfang mit anschließendem β-Zerfall. Der s-Prozess läuft langsam in kohlenstoffbrennenden Riesensternen ab; der r-Prozess läuft schnell in der ersten, explosiven Phase einer Supernova ab.

Viele der neu entstandenen Elemente gelangen wieder in das interstellare Medium, aus dem neue Sterngenerationen entstehen. Je öfter dieser Kreislauf abgelaufen ist, desto stärker sind Elemente schwerer als Helium angereichert. Spätere Sternengenerationen haben deshalb höhere Metallizität. Die Metallizität ist damit auch ein Maß für das Entstehungsalter eines Sterns. Frühe Sterne der Population III bestanden fast nur aus Wasserstoff und Helium und waren zu massereich und kurzlebig, um heute noch zu existieren. Population-II-Sterne gibt es noch, vor allem im Halo der Milchstraße. Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehören zur Population I.

Systeme und Veränderlichkeit

Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems; an anderer Stelle wird geschätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne zu solchen Systemen gehören. Ein Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die gravitativ gebunden sind und sich nach den Kepler’schen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Davon unterscheidet man optische Doppelsterne, die nur von der Erde aus nahe beieinander erscheinen, und geometrische Doppelsterne, die räumlich nahe sind, aber wegen hoher Relativgeschwindigkeiten nicht gebunden sind. Ein Mehrfachsternsystem besteht aus mehr als zwei physikalisch gebundenen Sternen.

Viele Sterne verändern ihre scheinbare und oft auch absolute Helligkeit. Diese veränderlichen Sterne erkennt man an ihren Lichtkurven. Bedeckungsveränderliche sind Doppelsterne, die sich aus irdischer Sicht gegenseitig verdecken. Rotationsveränderliche erscheinen veränderlich, weil ihre Rotation unterschiedliche Helligkeitsbereiche sichtbar macht; Pulsare sind ein Beispiel. Pulsationsveränderliche ändern periodisch ihre Zustandsgrößen und dadurch ihre Leuchtkraft. Cepheiden sind wichtig, weil ihrer Periode genau eine bestimmte Leuchtkraft zugeordnet werden kann; sie dienen als Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung. Mirasterne haben längere und unregelmäßigere Perioden als Cepheiden. RR-Lyrae-Sterne pulsieren sehr regelmäßig mit kurzer Periode und haben etwa die 90-fache Leuchtkraft der Sonne.

Kataklysmisch Veränderliche sind meist Doppelsternsysteme, in denen Materie von einem Roten Riesen auf einen Weißen Zwerg übertragen wird. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren. Supernovae treten in mehreren Typen auf: Typ Ia ist ebenfalls ein Doppelsternphänomen, während die Typen Ib, Ic und II das Ende der Entwicklung eines massereichen Sterns markieren. Röntgendoppelsterne senden Röntgenstrahlung aus, weil ein kompakter Partner durch Akkretion Materie von einem anderen Stern empfängt.