Stern

Das Plejaden , ein offener Cluster von Sternen im Sternbild Stier. NASA-Foto

EIN Stern ist eine massive, leuchtende Kugel aus Plasma . Sterne gruppieren sich zu Galaxien und dominieren das Sichtbare Universum . Der nächste Stern ist der Sonne , die die Quelle der meisten ist Energie an Erde , einschließlich Tageslicht. Andere Sterne sind am Nachthimmel sichtbar, wenn sie nicht von der Sonne überstrahlt werden. Ein Stern leuchtet, weil die Kernfusion in seinem Kern Energie freisetzt, die das Innere des Sterns durchquert und dann in den Weltraum abstrahlt. Ohne Sterne, Leben auf der Erde und den meisten Atomare Elemente würde es nicht geben.

Astronomen können die Masse, das Alter, die chemische Zusammensetzung und viele andere Eigenschaften eines Sterns bestimmen, indem sie sein Spektrum, seine Leuchtkraft und seine Bewegung durch den Weltraum beobachten. Die Gesamtmasse eines Sterns ist die Hauptdeterminante für seine Entwicklung und sein letztendliches Schicksal. Weitere Merkmale eines Sterns, die durch seine Evolutionsgeschichte bestimmt werden, sind Durchmesser, Rotation, Bewegung und Temperatur. Eine Auftragung der Temperatur vieler Sterne über ihrer Leuchtkraft, bekannt als Hertzsprung-Russell-Diagramm (H-R-Diagramm), ermöglicht es, das aktuelle Alter und den Entwicklungsstand eines bestimmten Sterns zu bestimmen.

Ein Stern beginnt als eine kollabierende Materialwolke, die hauptsächlich aus besteht Wasserstoff zusammen mit einigen Helium und schwerere Spurenelemente. Sobald der Sternkern ausreichend dicht ist, wird ein Teil des Wasserstoffs durch den Prozess der Kernfusion stetig in Helium umgewandelt. Der Rest des Sterninneren trägt durch eine Kombination aus Strahlungs- und Konvektionsprozessen Energie vom Kern weg. Diese Prozesse verhindern, dass der Stern zusammenbricht, und die Energie erzeugt einen Sternenwind an der Oberfläche und Strahlung in den Weltraum.

Einmal die Wasserstoff Brennstoff im Kern erschöpft ist, hat ein Stern mindestens die 0,4-fache Masse des Sterns Sonne erweitert sich zu einem roter Riese , indem schwerere Elemente im Kern oder in Schalen um den Kern herum verschmolzen werden. Es entwickelt sich dann zu einer degenerierten Form und recycelt einen Teil der Materie in die interstellare Umgebung, wo es eine neue Generation von Sternen mit einem höheren Anteil an schweren Elementen bildet.

Binär und Mehrsternsysteme bestehen aus zwei oder mehr Sternen, die gravitativ gebunden sind und sich im Allgemeinen in stabilen Umlaufbahnen umeinander bewegen. Wenn zwei solcher Sterne eine relativ enge Umlaufbahn haben, kann ihre gravitative Wechselwirkung einen erheblichen Einfluss auf ihre Entwicklung haben.

Beobachtungsgeschichte

Sterne waren für jede Kultur wichtig. Sie wurden in religiösen Praktiken und zur himmlischen Navigation und Orientierung verwendet. Der gregorianische Kalender, der fast überall auf der Welt verwendet wird, ist ein Sonnenkalender, der auf dem Winkel der Sonne basiert Erde 's Rotationsachse relativ zum nächsten Stern, dem Sonne .

Frühe Astronomen wie z Tycho Brahe identifizierte neue Sterne am Nachthimmel (später als Neu ), was darauf hindeutet, dass der Himmel nicht unveränderlich war. Im Jahr 1584 schlug Giordano Bruno vor, dass die Sterne tatsächlich andere Sonnen seien und dies möglicherweise getan haben andere Planeten , möglicherweise sogar erdähnlich, in einer Umlaufbahn um sie herum, eine Idee, die früher von antiken griechischen Philosophen wie Demokrit und Epikur vorgeschlagen worden war. Im folgenden Jahrhundert erreichte die Vorstellung von den Sternen als ferne Sonnen unter Astronomen einen Konsens. Um zu erklären, warum diese Sterne keine Nettoanziehungskraft auf das Sonnensystem ausübten, Isaac Newton schlug vor, dass die Sterne in alle Richtungen gleichmäßig verteilt seien, eine Idee, die vom Theologen Richard Bentley angeregt wurde.

Der italienische Astronom Geminiano Montanari hat beobachtet, wie die Helligkeit des Sterns variiert Algol 1667. Edmond Halley veröffentlichten die ersten Messungen der Eigenbewegung zweier nahegelegener 'Fixsterne', die zeigten, dass sie seit der Zeit der antiken griechischen Astronomen ihre Position geändert hatten Ptolemäus und Hipparchos. Die erste direkte Messung der Entfernung zu einem Stern (61 Cygni bei 11,4 Lichtjahren) wurde 1838 von Friedrich Bessel mit der Parallaxentechnik durchgeführt. Parallaxenmessungen zeigten die große Trennung der Sterne am Himmel.

William Herschel war der erste Astronom, der versuchte, die Verteilung der Sterne am Himmel zu bestimmen. In den 1780er Jahren führte er eine Reihe von Messgeräten in 600 Richtungen durch und zählte die Sterne, die entlang jeder Sichtlinie beobachtet wurden. Daraus leitete er ab, dass die Anzahl der Sterne zu einer Seite des Himmels hin stetig zunahm Milchstraße Ader. Sein Sohn John Herschel wiederholte diese Studie auf der Südhalbkugel und fand eine entsprechende Zunahme in die gleiche Richtung. Zusätzlich zu seinen anderen Errungenschaften ist William Herschel auch für seine Entdeckung bekannt, dass einige Sterne nicht nur entlang derselben Sichtlinie liegen, sondern auch physische Begleiter sind, die sich bilden Doppelstern Systeme.

Die Wissenschaft der Sternspektroskopie wurde von Joseph von Fraunhofer und Angelo Secchi entwickelt. Durch den Vergleich der Spektren von Sternen wie z Sirius Zur Sonne fanden sie Unterschiede in der Stärke und Anzahl ihrer Absorptionslinien – die dunklen Linien in einem Sternspektrum aufgrund der Absorption bestimmter Frequenzen durch die Atmosphäre. 1865 begann Secchi damit, Sterne in Spektraltypen einzuteilen. Die moderne Version des Sternklassifizierungsschemas wurde jedoch in den 1900er Jahren von Annie J. Cannon entwickelt.

Die Beobachtung von Doppelsternen gewann im 19. Jahrhundert zunehmend an Bedeutung. 1834 beobachtete Friedrich Bessel Veränderungen in der Eigenbewegung des Sterns Sirius , und folgerte einen versteckten Begleiter. Edward Pickering entdeckte 1899 den ersten spektroskopischen Doppelstern, als er die periodische Aufspaltung der Spektrallinien des Sterns Mizar innerhalb von 104 Tagen beobachtete. Detaillierte Beobachtungen vieler Doppelsternsysteme wurden von Astronomen wie William Struve und S. W. Burnham gesammelt, wodurch die Massen von Sternen aus der Berechnung der Orbitalelemente bestimmt werden konnten. Die erste Lösung für das Problem der Ableitung einer Umlaufbahn von Doppelsternen aus Teleskopbeobachtungen wurde 1827 von Felix Savary gefunden.

Das 20. Jahrhundert sah immer schnellere Fortschritte in der wissenschaftlichen Erforschung von Sternen. Das Foto wurde zu einem wertvollen astronomischen Werkzeug. Karl Schwarzschild entdeckte, dass die Farbe eines Sterns und damit seine Temperatur bestimmt werden kann, indem man die visuelle Helligkeit mit der fotografischen Helligkeit vergleicht. Die Entwicklung des photoelektrischen Photometers ermöglichte sehr genaue Größenmessungen bei mehreren Wellenlängenintervallen. 1921 führte Albert A. Michelson die ersten Messungen eines Sterndurchmessers mit einem Interferometer am Hooker-Teleskop durch.

In den ersten Jahrzehnten des 20. Jahrhunderts wurden wichtige konzeptionelle Arbeiten zur physikalischen Grundlage von Sternen durchgeführt. 1913 wurde das Hertzsprung-Russell-Diagramm entwickelt, das die astrophysikalische Untersuchung von Sternen vorantreibt. Es wurden erfolgreiche Modelle entwickelt, um das Innere von Sternen und die Sternentwicklung zu erklären. Die Spektren von Sternen wurden auch erfolgreich durch Fortschritte in der Quantenphysik erklärt. Damit konnte die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre bestimmt werden.

Sternbezeichnungen

Es war bekannt, dass das Konzept der Konstellation während der babylonischen Zeit existierte. Alte Himmelsbeobachter stellten sich vor, dass markante Anordnungen von Sternen Muster bildeten, und sie verbanden diese mit bestimmten Aspekten der Natur oder ihren Mythen. Zwölf dieser Formationen lagen entlang des Bandes der Ekliptik und wurden zur Grundlage von Astrologie . Viele der prominenteren Einzelsterne erhielten auch Namen, insbesondere mit arabischen oder lateinischen Bezeichnungen.

Neben bestimmten Konstellationen und der Sonne selbst haben Sterne als Ganzes ihre eigenen Mythen . Man hielt sie für die Seelen der Toten oder Götter. Ein Beispiel ist der Stern Algol, von dem angenommen wurde, dass er das Auge der Gorgon Medusa darstellt.

Bei den alten Griechen wurden einige 'Sterne' später als 'Sterne' identifiziert Planeten , repräsentierten verschiedene wichtige Gottheiten, aus denen die Namen der Planeten stammen Quecksilber , Venus , Mars , Jupiter und Saturn wurden genommen. ( Uranus und Neptun waren auch griechisch und Römische Götter , aber beide Planeten waren in der Antike wegen ihrer geringen Helligkeit nicht bekannt. Ihre Namen wurden von späteren Astronomen vergeben.)

Um 1600 wurden die Namen der Sternbilder verwendet, um die Sterne in den entsprechenden Regionen des Himmels zu benennen. Der deutsche Astronom Johann Bayer erstellte eine Reihe von Sternenkarten und verwendete griechische Buchstaben als Bezeichnungen für die Sterne in jedem Sternbild. Später der englische Astronom John Flamsteed entwickelte ein Zahlensystem, das später als Flamsteed-Bezeichnung bekannt wurde. Mit dem Erscheinen von Sternkatalogen sind seitdem zahlreiche weitere Systeme entstanden.

Die einzige Organisation, die von der wissenschaftlichen Gemeinschaft als befugt anerkannt wurde, Sterne oder andere Himmelskörper zu benennen, ist die Internationale Astronomische Union (IAU). Eine Reihe privater Unternehmen (z. B. das „International Star Registry“) geben vor, Namen an Stars zu verkaufen; Diese Namen werden jedoch weder von der wissenschaftlichen Gemeinschaft anerkannt noch von ihr verwendet, und viele in der Astronomiegemeinschaft betrachten diese Organisationen als Betrüger, die Jagd auf Menschen machen, die das Verfahren zur Benennung von Sternen nicht kennen.

Maßeinheiten

Die meisten Sternparameter werden per Konvention in SI-Einheiten ausgedrückt, aber es werden auch CGS-Einheiten verwendet (z. B. zum Ausdrücken der Leuchtkraft in Erg pro Sekunde). Masse, Leuchtkraft und Radien werden normalerweise in Sonneneinheiten angegeben, basierend auf den Eigenschaften der Sonne:

Sonnenmasse:	kg
solare Leuchtkraft:	Watt
Sonnenradius:	m

Große Längen wie der Radius eines Riesensterns oder die große Halbachse eines Doppelsternsystems werden oft in der astronomischen Einheit (AE) ausgedrückt – ungefähr der mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne (150 Millionen km). oder 93 Millionen Meilen).

Entstehung und Entwicklung

Sterne entstehen in Molekülwolken; große Regionen mit hoher Dichte im interstellaren Medium (obwohl immer noch weniger dicht als das Innere einer irdischen Vakuumkammer). Diese Wolken bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff mit etwa 23–28 % Helium und einigen Prozent schwereren Elementen. Ein Beispiel für einen solchen Sternentstehungsnebel ist der Orionnebel . Wenn sich aus diesen Wolken massereiche Sterne bilden, beleuchten und ionisieren sie die Wolken, aus denen sie entstanden sind, kraftvoll und erzeugen so eine HII-Region .

Entstehung von Protosternen

Die Entstehung eines Sterns beginnt mit einer gravitativen Instabilität innerhalb einer Molekülwolke, die oft durch Stoßwellen von Supernovae (massive Sternexplosionen) oder die Kollision zweier Sterne ausgelöst wird Galaxien (wie in einer Starburst-Galaxie). Sobald eine Region eine ausreichende Materiedichte erreicht, um die Kriterien für Jeans-Instabilität zu erfüllen, beginnt sie unter ihrer eigenen Gravitationskraft zu kollabieren.

Künstlerische Vorstellung von der Geburt eines Sterns in einer dichten Molekülwolke. NASA-Bild

Wenn die Wolke zusammenbricht, bilden sich einzelne Ansammlungen aus dichtem Staub und Gas, die als Bok-Kügelchen bekannt sind. Diese können bis zu 50 Sonnenmassen an Material enthalten. Wenn ein Kügelchen kollabiert und die Dichte zunimmt, wird die Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt und die Temperatur steigt. Wenn die protostellare Wolke ungefähr den stabilen Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts erreicht hat, bildet sich im Kern ein Protostern. Diese Vorhauptreihensterne sind oft von einer protoplanetaren Scheibe umgeben. Die Periode der Gravitationskontraktion dauert etwa 10–15 Millionen Jahre.

Frühe Sterne mit weniger als 2 Sonnenmassen werden als T-Tauri-Sterne bezeichnet, während Sterne mit größerer Masse Herbig-Ae/Be-Sterne sind. Diese neugeborenen Sterne emittieren Gasstrahlen entlang ihrer Rotationsachse und erzeugen kleine Nebelflecken, die als Herbig-Haro-Objekte .

Hauptsequenz

Sterne verbringen etwa 90 % ihrer Lebenszeit damit, Wasserstoff in Hochtemperatur- und Hochdruckreaktionen in der Nähe des Kerns zu Helium zu verschmelzen. Solche Sterne sollen auf der Hauptreihe stehen und werden Zwergsterne genannt. Beginnend bei der Hauptreihe des Alters Null nimmt der Heliumanteil im Kern eines Sterns stetig zu. Infolgedessen wird der Stern langsam an Temperatur und Leuchtkraft zunehmen, um die erforderliche Rate der Kernfusion im Kern aufrechtzuerhalten. Die Sonne zum Beispiel hat schätzungsweise um etwa 40 % an Leuchtkraft zugenommen, seit sie vor 4,6 Milliarden Jahren die Hauptsequenz erreichte.

Jeder Stern erzeugt einen Sternenwind aus Teilchen, der einen kontinuierlichen Gasaustritt in den Weltraum verursacht. Bei den meisten Sternen ist der Masseverlust vernachlässigbar. Die Sonne verliert 10 ⁻¹⁴ Sonnenmasse pro Jahr oder etwa 0,01 % ihrer Gesamtmasse über ihre gesamte Lebensdauer. Sehr massereiche Sterne können jedoch 10 verlieren ⁻⁷ bis 10 ⁻⁵ Sonnenmassen pro Jahr, was ihre Entwicklung erheblich beeinflusst. Sterne, die mit mehr als 50 Sonnenmassen beginnen, können mehr als die Hälfte ihrer Gesamtmasse verlieren, während sie auf der Hauptreihe bleiben.

Die Dauer, die ein Stern für die Hauptsequenz verbringt, hängt hauptsächlich von der Menge an Brennstoff ab, die er verbrennen muss, und von der Geschwindigkeit, mit der er diesen Brennstoff verbrennt. Mit anderen Worten, seine Anfangsmasse und seine Leuchtkraft. Für die Sonne wird dies auf etwa 10 geschätzt ¹⁰ Jahre. Große Sterne verbrennen ihren Treibstoff sehr schnell und sind kurzlebig. Kleine Sterne (genannt Rote Zwerge ) verbrennen ihren Brennstoff sehr langsam und halten zehn bis hundert Milliarden Jahre. Am Ende ihres Lebens werden sie einfach schwächer und schwächer und verblassen zu schwarzen Zwergen. Da die Lebensdauer solcher Sterne jedoch größer ist als das gegenwärtige Alter des Universums (13,7 Milliarden Jahre), sind noch keine Schwarzen Zwerge zu erwarten.

Neben der Masse kann der Anteil an Elementen, die schwerer als Helium sind, eine bedeutende Rolle bei der Entwicklung von Sternen spielen. In der Astronomie werden alle Elemente, die schwerer als Helium sind, als 'Metall' bezeichnet, und die chemische Konzentration dieser Elemente wird als Metallizität bezeichnet. Die Metallizität kann die Dauer beeinflussen, in der ein Stern seinen Brennstoff verbrennt, die Bildung von Magnetfeldern steuern und die Stärke des Sternwinds modifizieren. Ältere Sterne der Population II haben aufgrund der Zusammensetzung der Molekülwolken, aus denen sie entstanden sind, wesentlich weniger Metallizität als die jüngeren Sterne der Population I. (Im Laufe der Zeit werden diese Wolken zunehmend mit schwereren Elementen angereichert, wenn ältere Sterne sterben und Teile ihrer Atmosphäre verlieren.)

Post-Hauptsequenz

Wenn Sterne mit mindestens 0,4 Sonnenmassen ihren Wasserstoffvorrat in ihrem Kern erschöpfen, dehnen sich ihre äußeren Schichten aus und kühlen ab, um a zu bilden roter Riese . In etwa 5 Milliarden Jahren, wenn die Sonne ein roter Riese ist, wird er so groß sein, dass er verzehrt wird Quecksilber und möglicherweise Venus. Modelle sagen voraus, dass sich die Sonne auf etwa 99 % der Entfernung zur gegenwärtigen Umlaufbahn der Erde (1 astronomische Einheit oder AE) ausdehnen wird. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Umlaufbahn der Erde jedoch aufgrund des Massenverlusts durch die Sonne auf etwa 1,7 AE ausdehnen, und somit wird die Erde der Umhüllung entkommen. Die Erde wird jedoch ihrer Ozeane und Atmosphäre beraubt, da die Leuchtkraft der Sonne um das mehrere Tausendfache zunimmt.

In einem Roten Riesen findet die Wasserstofffusion in einer Hüllenschicht statt, die den Kern umgibt. Schließlich wird der Kern ausreichend komprimiert, um die Heliumfusion zu starten, und der Stern schrumpft nun allmählich im Radius und erhöht seine Oberflächentemperatur.

Nachdem der Stern das Helium im Kern verbraucht hat, setzt sich die Fusion in einer Hülle um einen heißen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff fort. Der Stern folgt nun einem Evolutionspfad, der parallel zur ursprünglichen Phase des Roten Riesen verläuft, jedoch bei einer höheren Oberflächentemperatur.

Massive Sterne

Beteigeuze ist ein roter Überriese, der sich dem Ende seines Lebenszyklus nähert

Sehr massereiche Sterne mit mehr als neun Sonnenmassen dehnen sich während ihrer Heliumbrennphase zu roten Überriesen aus. Sobald dieser Brennstoff im Kern erschöpft ist, können sie weiterhin Elemente verschmelzen, die schwerer als Helium sind. Der Kern zieht sich zusammen, bis Temperatur und Druck zum Schmelzen ausreichen Kohlenstoff . Dieser Prozess setzt sich fort, wobei die aufeinanderfolgenden Phasen von angetrieben werden Sauerstoff , Neon- , Silizium , und Schwefel . Gegen Ende des Lebens des Sterns kann entlang einer Reihe von Zwiebelschalen innerhalb des Sterns eine Fusion stattfinden. Jede Schale verschmilzt ein anderes Element, wobei die äußerste Schale Wasserstoff verschmilzt; die nächste Granate fusioniert Helium und so weiter.

Das Endstadium ist erreicht, wenn der Star zu produzieren beginnt Eisen . Da Eisenkerne fester gebunden sind als alle schwereren Kerne, setzen sie beim Verschmelzen keine Energie frei – der Prozess würde im Gegenteil Energie verbrauchen. Da sie fester gebunden sind als alle leichteren Kerne, kann auch keine Energie freigesetzt werden Fission . Bei relativ alten, sehr massereichen Sternen sammelt sich im Zentrum des Sterns ein großer Kern aus inertem Eisen an. Die schwereren Elemente in diesen Sternen können sich an die Oberfläche vorarbeiten und entwickelte Objekte bilden, die als Wolf-Rayet-Sterne bekannt sind und einen dichten Sternwind haben, der die äußere Atmosphäre abwirft.

Zusammenbruch

Ein entwickelter, mittelgroßer Stern wirft nun seine äußeren Schichten als a ab Planetennebel . Wenn nach dem Abwurf der äußeren Atmosphäre weniger als 1,4 Sonnenmassen übrig bleiben, schrumpft sie zu einem relativ winzigen Objekt (ungefähr so ​​groß wie die Erde), das nicht massiv genug ist, um eine weitere Komprimierung stattfinden zu lassen, bekannt als Weißer Zwerg. Die von Elektronen entartete Materie in einem Weißen Zwerg ist kein Plasma mehr, obwohl Sterne allgemein als Plasmakugeln bezeichnet werden. Weiße Zwerge werden über einen sehr langen Zeitraum schließlich zu Schwarzen Zwergen.

Das Krebsnebel , Überreste einer Supernova, die erstmals um 1050 n. Chr. beobachtet wurde

In größeren Sternen setzt sich die Fusion fort, bis der Eisenkern so groß geworden ist (mehr als 1,4 Sonnenmassen), dass er seine eigene Masse nicht mehr tragen kann. Dieser Kern wird plötzlich zusammenbrechen, wenn seine Elektronen in seine Protonen getrieben werden und Neutronen und Neutrinos in einem Ausbruch von inversem Beta-Zerfall oder Elektroneneinfang bilden. Die Schockwelle, die durch diesen plötzlichen Zusammenbruch entsteht, lässt den Rest des Sterns in einer Supernova explodieren. Supernovae sind so hell, dass sie kurzzeitig die gesamte Heimatgalaxie des Sterns überstrahlen können. Wenn sie innerhalb der auftreten Milchstraße , Supernovae wurden in der Vergangenheit von Beobachtern mit bloßem Auge als 'neue Sterne' beobachtet, wo vorher keine existierten.

Der größte Teil der Materie im Stern wird durch die Supernovae-Explosion weggeblasen (wodurch sich Nebel wie der Krebsnebel bilden) und was übrig bleibt, ist ein Neutronenstern (der sich manchmal als Pulsar oder Röntgenblitzer manifestiert) oder in dem Fall der größten Sterne (groß genug, um einen Sternrest von mehr als ungefähr 4 Sonnenmassen zu hinterlassen), a schwarzes Loch . In einem Neutronenstern befindet sich die Materie in einem Zustand, der als entartete Neutronenmaterie bekannt ist, wobei möglicherweise eine exotischere Form entarteter Materie, QCD-Materie, im Kern vorhanden ist. Innerhalb eines Schwarzen Lochs befindet sich die Materie in einem Zustand, der derzeit nicht verstanden wird.

Die abgeblasenen äußeren Schichten sterbender Sterne enthalten schwere Elemente, die während der Entstehung neuer Sterne recycelt werden können. Diese schweren Elemente ermöglichen die Bildung von Gesteinsplaneten. Der Ausfluss von Supernovae und der Sternenwind großer Sterne spielen eine wichtige Rolle bei der Gestaltung des interstellaren Mediums.

Verteilung

Ein weißer Zwergstern im Orbit um Sirius (künstlerische Darstellung). NASA-Bild

Es wurde lange angenommen, dass die meisten Sterne in gravitationsgebundenen Mehrsternsystemen vorkommen und Doppelsterne bilden. Dies gilt insbesondere für sehr massereiche Sterne der Klassen O und B, von denen angenommen wird, dass 80 % der Systeme mehrere sind. Allerdings nimmt der Anteil an Einzelsternsystemen bei kleineren Sternen zu, so dass nur 25 % der Roten Zwerge stellare Begleiter haben. Da 85 % aller Sterne Rote Zwerge sind, sind die meisten Sterne in der Milchstraße wahrscheinlich von Geburt an einzeln.

Es gibt auch größere Gruppen, die Sternhaufen genannt werden. Diese reichen von losen Sternverbänden mit nur wenigen Sternen bis hin zu riesigen Kugelhaufen mit Hunderttausenden von Sternen.

Sterne sind nicht gleichmäßig über die verteilt Universum , werden aber normalerweise zusammen mit interstellarem Gas und Staub in Galaxien gruppiert. Eine typische Galaxie enthält Hunderte Milliarden Sterne, und es gibt mehr als 100 Milliarden (10 ^elf ) Galaxien im beobachtbaren Universum. Während oft angenommen wird, dass Sterne nur in Galaxien existieren, wurden intergalaktische Sterne entdeckt.

Astronomen schätzen, dass es mindestens 70 Sextillionen (7×10 ²² ) Sterne im bekannten Universum. Das sind 230 Milliarden Mal so viel wie die 300 Milliarden in unserer eigenen Milchstraße.

Der nächste Stern zur Erde, abgesehen von der Sonne, ist Neben Centauri , das sind 39,9 Billionen (10 ¹² ) Kilometer oder 4,2 Lichtjahre entfernt. Licht von Proxima Centauri braucht 4,2 Jahre, um die Erde zu erreichen. Mit der Umlaufgeschwindigkeit des Space Shuttles (5 Meilen pro Sekunde – fast 30.000 Kilometer pro Stunde) würde es etwa 150.000 Jahre dauern, um dorthin zu gelangen. Entfernungen wie diese sind typisch innerhalb galaktischer Scheiben, einschließlich der Umgebung des Sonnensystems. Sterne können in den Zentren von Galaxien und in ihnen viel näher beieinander sein Kugelhaufen , oder viel weiter auseinander in galaktischen Halos.

Aufgrund ihrer geringen Dichte gelten Kollisionen von Sternen in der Galaxie als selten. In dichten Regionen wie dem Kern von Kugelsternhaufen oder dem galaktischen Zentrum können Kollisionen jedoch häufiger vorkommen. Bei solchen Kollisionen können sogenannte blaue Nachzügler entstehen. Diese abnormalen Sterne haben eine höhere Oberflächentemperatur als die anderen Hauptreihensterne im Haufen mit der gleichen Leuchtkraft.

Eigenschaften

Die Sonne ist der nächste Stern zur Erde

Fast alles an einem Stern wird durch seine Anfangsmasse bestimmt, einschließlich wesentlicher Merkmale wie Leuchtkraft und Größe sowie der Entwicklung, Lebensdauer und des späteren Schicksals des Sterns.

Das Alter

Viele Sterne sind zwischen 1 Milliarde und 10 Milliarden Jahre alt. Einige Sterne könnten sogar fast 13,7 Milliarden Jahre alt sein – das beobachtete Alter des Universums. (Sehen Urknalltheorie und Sternentwicklung.) Je massereicher der Stern, desto kürzer seine Lebensdauer, hauptsächlich weil massereiche Sterne einen größeren Druck auf ihre Kerne ausüben, wodurch sie schneller Wasserstoff verbrennen. Die massereichsten Sterne halten im Durchschnitt etwa eine Million Jahre, während Sterne mit minimaler Masse ( Rote Zwerge ) verbrennen ihren Brennstoff sehr langsam und halten zehn bis hundert Milliarden Jahre.

Chemische Zusammensetzung

Wenn sich Sterne bilden, bestehen sie zu etwa 70 % aus Wasserstoff und zu 28 % aus Helium, gemessen an der Masse, mit einem kleinen Anteil an schwereren Elementen. Typischerweise wird der Anteil schwerer Elemente anhand des Eisengehalts der Sternatmosphäre gemessen, da Eisen ein häufiges Element ist und seine Absorptionslinien relativ einfach zu messen sind. Da die Molekülwolken, in denen Sterne entstehen, ständig mit schwereren Elementen aus Supernovae-Explosionen angereichert werden, kann eine Messung der chemischen Zusammensetzung eines Sterns verwendet werden, um auf sein Alter zu schließen. Der Anteil an schwereren Elementen kann auch ein Indikator für die Wahrscheinlichkeit sein, dass der Stern ein Planetensystem hat.

Der Stern mit dem niedrigsten jemals gemessenen Eisengehalt ist der Zwerg HE1327-2326, mit nur 1/200.000 des Eisengehalts der Sonne.

Durchmesser

Aufgrund ihrer großen Entfernung von der Erde erscheinen alle Sterne außer der Sonne für das menschliche Auge als leuchtende Punkte am Nachthimmel, die durch die Wirkung der Erdatmosphäre funkeln. Die Scheiben von Sternen sind in ihrer Winkelgröße viel zu klein, um mit derzeitigen bodengestützten optischen Teleskopen beobachtet zu werden, und daher sind Interferometer-Teleskope erforderlich, um Bilder dieser Objekte zu erzeugen. Die Sonne ist auch ein Stern, aber sie ist nahe genug an der Erde, um stattdessen als Scheibe zu erscheinen und zu versorgen Tageslicht . Abgesehen von der Sonne ist der Stern mit der größten scheinbaren Größe R Doradus mit einem Winkeldurchmesser von nur 0,057 Bogensekunden.

Die Größe der Sterne reicht von Neutronensternen, die nicht größer als eine Stadt sind, bis zu Überriesen wie Beteigeuze im Sternbild Orion, der einen Durchmesser hat, der etwa 1.000 Mal größer ist als der der Sonne – etwa 1,6 Milliarden Kilometer. Beteigeuze hat jedoch eine viel geringere Dichte als die Sonne.

Kinematik

Die Bewegung eines Sterns relativ zur Sonne kann nützliche Informationen über den Ursprung und das Alter eines Sterns sowie über die Struktur und Entwicklung der umgebenden Galaxie liefern.

Die Eigenbewegung eines Sterns ist die Quergeschwindigkeit über den Himmel. Diese wird durch genaue astrometrische Messungen in Einheiten von Millibogensekunden (mas) pro Jahr ermittelt. Durch die Bestimmung der Parallaxe eines Sterns kann die Eigenbewegung dann in Geschwindigkeitseinheiten umgerechnet werden. Sterne mit hohen Eigenbewegungsraten sind wahrscheinlich relativ nahe an der Sonne, was sie zu guten Kandidaten für Parallaxenmessungen macht.

Die Radialgeschwindigkeit ist die Bewegung des Sterns auf die Sonne zu oder von ihr weg. Diese wird durch Messungen der Dopplerverschiebung von Spektrallinien ermittelt und in Einheiten von km/s angegeben.

Sobald beide Bewegungsgeschwindigkeiten bekannt sind, kann die Raumgeschwindigkeit des Sterns relativ zur Sonne oder zur Galaxie berechnet werden. Unter nahen Sternen wurde festgestellt, dass Sterne der Population I im Allgemeinen niedrigere Geschwindigkeiten aufweisen als ältere Sterne der Population II. Letztere haben elliptische Bahnen, die zur Ebene der Galaxie geneigt sind. Der Vergleich der Kinematik benachbarter Sterne hat auch zur Identifizierung von Sternassoziationen geführt. Dies sind höchstwahrscheinlich Gruppen von Sternen, die einen gemeinsamen Ursprungspunkt in riesigen Molekülwolken haben.

Masse

Einer der massereichsten bekannten Sterne ist Eta Carinae, mit 100 – 150 mal so viel Masse wie die Sonne; seine Lebensdauer ist sehr kurz – höchstens einige Millionen Jahre. Eine kürzlich durchgeführte Studie des Arches-Haufens legt nahe, dass 150 Sonnenmassen die Obergrenze für Sterne in der gegenwärtigen Ära des Universums sind. Der Grund für diese Grenze ist nicht genau bekannt, liegt aber teilweise an der Eddington-Leuchtkraft, die die maximale Menge an Leuchtkraft definiert, die die Atmosphäre eines Sterns durchdringen kann, ohne die Gase in den Weltraum auszustoßen.

Der Reflexionsnebel NGC 1999 wird von V380 Orionis (Mitte), einem veränderlichen Stern mit etwa der 3,5-fachen Masse der Sonne, brillant beleuchtet. NASA-Bild

Die ersten Sterne, die sich nach dem Urknall bildeten, waren möglicherweise größer, bis zu 300 Sonnenmassen oder mehr, aufgrund des vollständigen Fehlens von Elementen, die schwerer sind als Lithium in ihrer Zusammensetzung. Diese Generation supermassereicher Sterne der Population III ist jedoch schon lange ausgestorben und derzeit nur theoretisch.

Mit einer nur 93-fachen Jupitermasse ist AB Doradus C, ein Begleiter von AB Doradus A, der kleinste bekannte Stern, der in seinem Kern Kernfusion durchmacht. Für Sterne mit ähnlicher Metallizität wie die Sonne wird die theoretische Mindestmasse, die der Stern haben kann und dennoch im Kern fusionieren kann, auf etwa das 75-fache der Masse des Jupiter geschätzt. Wenn die Metallizität jedoch sehr gering ist, ergab eine kürzlich durchgeführte Studie der schwächsten Sterne, dass die minimale Sterngröße etwa 8,3 % der Sonnenmasse oder etwa das 87-fache der Masse des Jupiters zu betragen scheint. Kleinere Körper werden Braune Zwerge genannt, die einen schlecht definierten Graubereich zwischen Sternen und Sternen einnehmen Gasriesen .

Die Kombination aus Radius und Masse eines Sterns bestimmt die Oberflächengravitation. Riesensterne haben eine viel geringere Oberflächengravitation als Hauptreihensterne, während bei entarteten, kompakten Sternen wie Weißen Zwergen das Gegenteil der Fall ist. Die Oberflächengravitation kann das Erscheinungsbild eines Sternspektrums beeinflussen, wobei eine höhere Schwerkraft eine Verbreiterung der Absorptionslinien verursacht.

Drehung

Die Rotationsgeschwindigkeit von Sternen kann durch spektroskopische Messung angenähert oder genauer bestimmt werden, indem die Rotationsgeschwindigkeit von Sternflecken verfolgt wird. Junge Sterne können am Äquator eine schnelle Rotationsgeschwindigkeit von mehr als 100 km/s haben. Der B-Klasse-Stern Achernar beispielsweise hat eine äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit von etwa 225 km/s oder mehr, was ihm einen äquatorialen Durchmesser verleiht, der mehr als 50 % größer ist als der Abstand zwischen den Polen. Diese Rotationsgeschwindigkeit liegt knapp unter der kritischen Geschwindigkeit von 300 km/s, bei der der Stern auseinanderbrechen würde. Im Gegensatz dazu dreht sich die Sonne nur einmal alle 25–35 Tage mit einer Äquatorialgeschwindigkeit von 1,994 km/s. Das Magnetfeld des Sterns und der Sternwind dienen dazu, die Rotationsgeschwindigkeit eines Hauptreihensterns um einen erheblichen Betrag zu verlangsamen, während er sich auf der Hauptreihe entwickelt.

Entartete Sterne haben sich zu einer kompakten Masse zusammengezogen, was zu einer schnellen Rotationsgeschwindigkeit führt. Sie haben jedoch relativ niedrige Rotationsraten im Vergleich zu dem, was durch die Erhaltung des Drehimpulses zu erwarten wäre – die Tendenz eines rotierenden Körpers, eine Größenkontraktion durch Erhöhen seiner Spinrate zu kompensieren. Ein großer Teil des Drehimpulses des Sterns wird als Ergebnis des Massenverlusts durch den Sternwind dissipiert. Trotzdem kann die Rotationsgeschwindigkeit eines Pulsars sehr schnell sein. Der Pulsar im Herzen des Krebsnebels dreht sich beispielsweise 30 Mal pro Sekunde. Die Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars verlangsamt sich allmählich aufgrund der Emission von Strahlung.

Temperatur

Die Oberflächentemperatur eines Hauptreihensterns wird durch die Energieerzeugungsrate im Kern und den Radius des Sterns bestimmt. Massereiche Sterne können Oberflächentemperaturen von 50.000 K haben. Kleinere Sterne wie die Sonne haben Oberflächentemperaturen von einigen tausend Grad. Rote Riesen haben relativ niedrige Oberflächentemperaturen von etwa 3.600 K, aber sie haben aufgrund ihrer großen äußeren Oberfläche auch eine hohe Leuchtkraft.

Die Sterntemperatur bestimmt die Energetisierungs- oder Ionisationsrate verschiedener Elemente, was zu charakteristischen Absorptionslinien im Spektrum führt. Die Oberflächentemperatur eines Sterns wird zusammen mit seiner visuellen absoluten Helligkeit und seinen Absorptionsmerkmalen verwendet, um einen Stern zu klassifizieren (siehe Klassifizierung unten).

Strahlung

Die von Sternen als Nebenprodukt der Kernfusion erzeugte Energie strahlt als beides in den Weltraum elektromagnetische Strahlung und Teilchenstrahlung. Die von einem Stern emittierte Teilchenstrahlung manifestiert sich als Sternwind (der als stetiger Strom elektrisch geladener Teilchen existiert, wie z Protonen , Alpha-Teilchen und Beta-Teilchen, die von den äußeren Schichten des Sterns ausgehen) und als stetiger Strom von Neutrinos, der vom Kern des Sterns ausgeht.

Die Energieproduktion im Kern ist der Grund, warum Sterne so hell leuchten: Jedes Mal verschmelzen zwei oder mehr Atomkerne eines Elements zu einem Atomkern eines neuen schwereren Elements, der Gammastrahlung Photonen werden aus der Kernfusionsreaktion freigesetzt. Diese Energie wird in andere Formen elektromagnetischer Energie, einschließlich sichtbarem Licht, umgewandelt, wenn sie die äußeren Schichten des Sterns erreicht.

Das Farbe eines Sterns, bestimmt durch die Spitzenfrequenz des sichtbaren Lichts, hängt von der Temperatur der äußeren Schichten des Sterns ab, einschließlich seiner Photosphäre. Sterne senden neben sichtbarem Licht auch Formen elektromagnetischer Strahlung aus, die für den Menschen unsichtbar sind Auge . Tatsächlich umfasst stellare elektromagnetische Strahlung das gesamte elektromagnetische Spektrum, von den längsten Wellenlängen Radiowellen und Infrarot bis zu den kürzesten Wellenlängen von ultraviolett , Röntgenstrahlen und Gammastrahlen. Alle sichtbaren und unsichtbaren Komponenten der stellaren elektromagnetischen Strahlung sind typischerweise signifikant.

Anhand des Sternspektrums können Astronomen auch die Oberflächentemperatur, die Oberflächengravitation, die Metallizität und die Rotationsgeschwindigkeit eines Sterns bestimmen. Ist die Entfernung des Sterns bekannt, etwa durch Messung der Parallaxe, lässt sich die Leuchtkraft des Sterns ableiten. Die Masse, der Radius, die Oberflächengravitation und die Rotationsperiode können dann basierend auf Sternmodellen geschätzt werden. (Die Masse von Sternen in Doppelsystemen kann direkt gemessen werden. Die Technik der Gravitationsmikrolinsen wird auch die Masse eines Sterns liefern.) Mit diesen Parametern können Astronomen auch das Alter des Sterns abschätzen.

Helligkeit

In der Astronomie ist die Leuchtkraft die Menge an hell , und andere Formen von Strahlungsenergie, strahlt ein Stern pro Einheit von Zeit . Die Leuchtkraft eines Sterns wird durch den Radius und die Oberflächentemperatur bestimmt.

Oberflächenflecken mit einer niedrigeren Temperatur und Leuchtkraft als der Durchschnitt werden als Sternflecken bezeichnet. Klein, Zwerg Sterne wie die Sonne haben im Allgemeinen im Wesentlichen strukturlose Scheiben mit nur kleinen Sternflecken. Größer, Riese Sterne haben viel größere, viel deutlichere Sternflecken, und sie weisen auch eine starke Verdunkelung der Sternränder auf. Das heißt, die Helligkeit nimmt zum Rand der Sternscheibe hin ab. Rote Zwergsterne wie UV Ceti können auch markante Sternfleckenmerkmale aufweisen.

Größe

Die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist gemessen durch seine scheinbare Helligkeit, die die Helligkeit eines Sterns in Bezug auf die Leuchtkraft des Sterns, die Entfernung von der Erde und die Veränderung des Lichts des Sterns beim Durchgang durch die Erdatmosphäre ist.

Ersichtlich Größe	Nummer von Sternen
0	4
1	fünfzehn
zwei	48
3	171
4	513
5	1.602
6	4.800
7	14.000

Die intrinsische oder absolute Helligkeit ist die scheinbare Helligkeit eines Sterns, wenn die Entfernung zwischen der Erde und dem Stern 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) betragen würde, und sie steht in direktem Zusammenhang mit der Leuchtkraft eines Sterns.

Sowohl die scheinbare als auch die absolute Helligkeitsskala sind logarithmische Einheiten: Eine ganzzahlige Helligkeitsdifferenz entspricht einer Helligkeitsvariation von etwa dem 2,5-fachen (die 5. Wurzel aus 100 oder ungefähr 2,512). Dies bedeutet, dass ein Stern der ersten Größe (+1,00) etwa 2,5-mal heller ist als ein Stern der zweiten Größe (+2,00) und etwa 100-mal heller als ein Stern der sechsten Größe (+6,00). Die schwächsten Sterne, die bei guten Sichtbedingungen mit bloßem Auge sichtbar sind, haben eine Größenordnung von +6.

Sowohl auf der scheinbaren als auch auf der absoluten Helligkeitsskala gilt: Je kleiner die Magnitudenzahl, desto heller der Stern; je größer die Magnitudenzahl, desto schwächer. Die hellsten Sterne auf beiden Skalen haben negative Magnitudenzahlen. Die Helligkeitsvariation zwischen zwei Sternen wird berechnet, indem die Magnitudenzahl des helleren Sterns (m _b ) aus der Magnitudenzahl des schwächeren Sterns (m _f ), dann unter Verwendung der Differenz als Exponent für die Basiszahl 2,512; das heißt:

D m = m _f − m _b

2.512 ^{D m} = Schwankungen in der Helligkeit

In Bezug auf die Leuchtkraft und die Entfernung von der Erde sind die absolute Helligkeit (M) und die scheinbare Helligkeit (m) für einen einzelnen Stern nicht genau äquivalent; Beispielsweise hat der helle Stern Sirius eine scheinbare Helligkeit von –1,44, aber eine absolute Helligkeit von +1,41.

Die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von –26,7, aber ihre absolute Helligkeit beträgt nur +4,83. Sirius, der hellste Stern am Nachthimmel von der Erde aus gesehen, ist ungefähr 23-mal leuchtender als die Sonne, während Canopus, der zweithellste Stern am Nachthimmel mit einer absoluten Helligkeit von –5,53, ungefähr 14.000-mal leuchtender ist als Die Sonne. Obwohl Canopus wesentlich leuchtender ist als Sirius, erscheint Sirius jedoch heller als Canopus. Denn Sirius ist nur 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt, während Canopus mit 310 Lichtjahren viel weiter entfernt ist.

Ab 2006 ist der Stern mit der höchsten bekannten absoluten Helligkeit LBV 1806-20 mit einer Helligkeit von –14,2. Dieser Stern ist 38.000.000 mal leuchtender als die Sonne. Die am wenigsten leuchtenden Sterne, die derzeit bekannt sind, befinden sich im Cluster NGC 6397. Die schwächsten Roten Zwerge im Haufen waren 26. Größe, während auch ein Weißer Zwerg der 28. Größe entdeckt wurde. Diese schwachen Sterne sind so schwach, dass ihr Licht von der Erde aus so hell ist wie eine Geburtstagskerze auf dem Mond.

Einstufung

Klasse	Temperatur	Beispielstern
Ö	33.000 K oder mehr	Zeta Ophiuchus
B	10.500–30.000 K	Riegel
EIN	7.500–10.000 K	Altair
F	6.000–7.200 K	Procyon A
G	5.500 – 6.000 K	Sonne
K	4.000–5.250 K	Epsilon Indi
M	2.600–3.850 K	Neben Centauri

Es gibt verschiedene Klassifikationen von Sternen nach ihren Spektren, die vom Typ reichen Ö , die sehr heiß sind, zu M , die so kühl sind, dass sich in ihrer Atmosphäre Moleküle bilden können. Die Hauptklassifikationen in der Reihenfolge abnehmender Oberflächentemperatur sind O, B, A, F, G, K , und M . Eine Vielzahl seltener Spektraltypen haben spezielle Klassifikationen. Die häufigsten davon sind Typen L und T , die die kältesten massearmen Sterne und Braunen Zwerge klassifizieren.

Jeder Buchstabe hat 10 nummerierte Unterklassifikationen (am heißesten bis am kältesten). 0 zu 9 . Dieses System passt sich eng an die Temperatur an, bricht jedoch am extrem heißesten Ende zusammen; Klasse O0 und O1 Sterne dürfen nicht existieren.

Außerdem können Sterne anhand ihrer 'Leuchtkrafteffekte' klassifiziert werden, die ihrer räumlichen Größe entsprechen und durch die Oberflächengravitation bestimmt werden. Diese reichen von 0 (Hyperriesen) durch III (Riesen) zu IN (Hauptreihenzwerge) und VII (Weiße Zwerge). Die meisten Sterne fallen in die Hauptreihe, die aus gewöhnlichen Wasserstoff-brennenden Sternen besteht. Diese fallen entlang eines schmalen Bandes, wenn sie gemäß ihrer absoluten Größe und ihrem Spektraltyp graphisch dargestellt werden. Unsere Sonne ist eine Hauptreihe G2V (Gelber Zwerg), von mittlerer Temperatur und normaler Größe.

Dem Spektraltyp kann eine zusätzliche Nomenklatur in Form von Kleinbuchstaben folgen, um auf besondere Merkmale des Spektrums hinzuweisen. Zum Beispiel ein ' und ' kann das Vorhandensein von Emissionslinien anzeigen; ' m ' steht für ungewöhnlich hohe Metallkonzentrationen und ' war ' kann Variationen im Spektraltyp bedeuten.

Weiße Zwergsterne haben ihre eigene Klasse, die mit dem Buchstaben beginnt D . Dies ist weiter in die Klassen unterteilt UND , DB , Gleichstrom , TUN , DZ , und DQ , abhängig von der Art der im Spektrum gefundenen markanten Linien. Danach folgt ein Zahlenwert, der den Temperaturindex angibt.

Variable Sterne

Das asymmetrische Erscheinungsbild von Mira, einem oszillierenden veränderlichen Stern. NASA HST Bild

Variable Sterne weisen aufgrund intrinsischer oder extrinsischer Eigenschaften periodische oder zufällige Änderungen der Leuchtkraft auf. Von den intrinsisch variablen Sternen können die Primärtypen in drei Hauptgruppen unterteilt werden.

Pulsierende Variablen sind Sterne, deren Radius sich im Laufe der Zeit ändert und die sich infolge des Alterungsprozesses der Sterne ausdehnen und zusammenziehen. Diese Kategorie umfasst Cepheiden und cepheidenähnliche Sterne sowie langperiodische Veränderliche wie Mira.

Eruptive Variablen sind Sterne, deren Leuchtkraft aufgrund von Fackeln oder Massenauswurfereignissen plötzlich zunimmt. Diese Gruppe umfasst Protosterne, Wolf-Rayet-Sterne und Flare-Sterne sowie Riesen- und Überriesensterne.

Kataklysmische oder explosive Variablen unterliegen einer dramatischen Änderung ihrer Eigenschaften. Diese Gruppe umfasst Novae und Supernovae. Ein Doppelsternsystem, das einen nahe gelegenen Weißen Zwerg umfasst, kann bestimmte Arten dieser spektakulären Sternexplosionen hervorrufen, darunter die Nova und eine Supernova vom Typ 1a. Die Explosion entsteht, wenn der Weiße Zwerg Wasserstoff vom Begleitstern ansammelt und Masse aufbaut, bis der Wasserstoff fusioniert. Einige Novae sind auch wiederkehrend und haben periodische Ausbrüche mit mäßiger Amplitude.

Sterne können auch aufgrund äußerer Faktoren in ihrer Leuchtkraft variieren, wie z. B. verdunkelnde Doppelsterne sowie rotierende Sterne, die extreme Sternflecken erzeugen. Ein bemerkenswertes Beispiel für eine verfinsternde Binärdatei ist Algol, dessen Stärke regelmäßig von 2,3 bis 3,5 über einen Zeitraum von 2,87 Tagen variiert.

Struktur

Das Innere eines stabilen Hauptreihensterns befindet sich in einem Gleichgewichtszustand, in dem sich die Kräfte in jedem kleinen Volumen fast genau ausgleichen. Die Ausgleichskräfte bestehen aus nach innen gerichteter Gravitationskraft und dem Gegendruck aus der thermischen Energie des Plasmagases. Damit sich diese Kräfte ausgleichen, muss die Temperatur im Kern eines typischen Sterns in der Größenordnung von 10 liegen ⁷ K oder höher. Die resultierende Temperatur und der resultierende Druck im wasserstoffbrennenden Kern eines Hauptreihensterns reichen aus, um eine Kernfusion zu ermöglichen und ausreichend Energie zu erzeugen, um einen weiteren Kollaps des Sterns zu verhindern.

Wenn Atomkerne im Kern verschmelzen, geben sie Energie in Form von Gammastrahlen ab. Diese Photonen interagieren mit dem umgebenden Plasma und tragen zur thermischen Energie im Kern bei. Sterne auf der Hauptreihe wandeln Wasserstoff in Helium um, wodurch im Kern ein langsam aber stetig steigender Heliumanteil entsteht. Schließlich wird der Heliumgehalt vorherrschend und die Energieerzeugung hört im Kern auf. Stattdessen findet die Fusion bei Sternen mit mehr als 0,4 Sonnenmassen in einer sich langsam ausdehnenden Schale um den entarteten Heliumkern statt.

Zusätzlich zum hydrostatischen Gleichgewicht hält das Innere eines stabilen Sterns auch eine Energiebilanz des thermischen Gleichgewichts aufrecht. Im gesamten Innenraum herrscht ein radialer Temperaturgradient, der zu einem Energiefluss nach außen führt. Der ausgehende Energiefluss, der jede Schicht innerhalb des Sterns verlässt, entspricht genau dem einfallenden Fluss von unten.

Dieses Diagramm zeigt einen Querschnitt eines sonnenähnlichen Sterns. NASA-Bild

Die Strahlungszone ist die Region innerhalb des Sterninneren, in der die Strahlungsübertragung ausreichend effizient ist, um den Energiefluss aufrechtzuerhalten. In diesem Bereich wird das Plasma nicht gestört und jegliche Massenbewegungen erlöschen. Ist dies jedoch nicht der Fall, wird das Plasma instabil und es kommt zu Konvektion, die eine Konvektionszone bildet. Dies kann beispielsweise in Bereichen auftreten, in denen sehr hohe Energieflüsse auftreten, etwa in der Nähe des Kerns oder in Bereichen mit hoher Lichtundurchlässigkeit wie in der äußeren Hülle.

Das Auftreten von Konvektion in der äußeren Hülle eines Hauptreihensterns hängt vom Spektraltyp ab. Sterne mit mehreren Sonnenmassen haben eine Konvektionszone tief im Inneren und eine Strahlungszone in den äußeren Schichten. Kleinere Sterne wie die Sonne sind genau das Gegenteil, da sich die Konvektionszone in den äußeren Schichten befindet. Rote Zwergsterne mit weniger als 0,4 Sonnenmassen sind durchgehend konvektiv, was die Ansammlung eines Heliumkerns verhindert. Bei den meisten Sternen ändern sich auch die Konvektionszonen im Laufe der Zeit, wenn der Stern altert und sich die Zusammensetzung des Inneren ändert.

Der Teil eines Hauptreihensterns, der für einen Beobachter sichtbar ist, wird als Photosphäre bezeichnet. Dies ist die Schicht, an der das Plasmagas des Sterns für Lichtphotonen transparent wird. Von hier aus kann sich die im Kern erzeugte Energie frei in den Weltraum ausbreiten. Innerhalb der Photosphäre erscheinen Sonnenflecken oder Regionen mit unterdurchschnittlicher Temperatur.

Oberhalb der Photosphäre befindet sich die Sternatmosphäre. Bei einem Hauptreihenstern wie der Sonne ist die niedrigste Ebene der Atmosphäre die dünne Chromosphärenregion, in der Nadeln erscheinen und Sternfackeln beginnen. Dieser ist von einer Übergangsregion umgeben, in der die Temperatur innerhalb einer Entfernung von nur 100 km schnell ansteigt. Dahinter befindet sich die Korona, ein Volumen aus überhitztem Plasma, das sich bis zu mehreren Millionen Kilometern nach außen erstrecken kann. Die Existenz einer Korona scheint von einer Konvektionszone in den äußeren Schichten des Sterns abzuhängen. Trotz ihrer hohen Temperatur gibt die Korona nur sehr wenig Licht ab. Die Koronaregion der Sonne ist normalerweise nur während a sichtbar Sonnenfinsternis .

Von der Korona breitet sich ein stellarer Wind aus Plasmateilchen vom Stern nach außen aus und breitet sich aus, bis er mit dem interstellaren Medium interagiert.

Reaktionswege der Kernfusion

Überblick über die Proton-Proton-Kette Der Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Kreislauf

Als Teil der stellaren Nukleosynthese finden in den Kernen von Sternen je nach Masse und Zusammensetzung eine Vielzahl unterschiedlicher Kernfusionsreaktionen statt. Die Nettomasse der verschmolzenen Atomkerne ist kleiner als die Summe der Bestandteile. Diese verlorene Masse wird gemäß der Masse-Energie-Beziehung E=mc² in Energie umgewandelt.

Der Wasserstofffusionsprozess ist temperaturempfindlich, sodass eine moderate Erhöhung der Kerntemperatur zu einer signifikanten Erhöhung der Fusionsrate führt. Infolgedessen variiert die Kerntemperatur von Hauptreihensternen nur von 4 Millionen °K für einen kleinen Stern der M-Klasse bis zu 40 Millionen °K für einen massereichen Stern der O-Klasse.

In der Sonne, mit einer 10 ⁷ °K Kern, Wasserstoff verschmilzt in der Proton-Proton-Kettenreaktion zu Helium:

4 ¹ H → 2 ^zwei H + 2 e ⁺ + 2 k _und (4,0 M eV + 1,0 MeV)

zwei ¹ H + 2 ^zwei H → 2 ³ Er + 2 c (5,5 MeV)

zwei ³ Er → ⁴ Er + 2 ¹ H (12,9 MeV)

Diese Reaktionen ergeben die Gesamtreaktion:

4 ¹ H → ⁴ Er + 2e ⁺ + 2c + 2n _und (26,7 MeV)

wo z ⁺ ist ein Positron, γ ist ein Gammastrahlenphoton, ν _und ist ein Neutrino, und H und He sind Isotope von Wasserstoff bzw. Helium. Die Energie, die bei dieser Reaktion freigesetzt wird, beträgt Millionen von Elektronenvolt, was eigentlich nur eine winzige Energiemenge ist. Eine enorme Anzahl dieser Reaktionen findet jedoch ständig statt und erzeugt die gesamte Energie, die erforderlich ist, um die Strahlungsleistung des Sterns aufrechtzuerhalten.

In massereicheren Sternen wird Helium in einem durch Kohlenstoff katalysierten Reaktionszyklus produziert – dem Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus.

In entwickelten Sternen mit Kernen bei 10 ⁸ °K und Massen zwischen 0,5 und 10 Sonnenmassen kann Helium im Triple-Alpha-Prozess unter Verwendung des Zwischenelements in Kohlenstoff umgewandelt werden Beryllium :

⁴ Er + ⁴ He + 92 keV → ^8* Sei

⁴ Er + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7,4 MeV

Für eine Gesamtreaktion von:

3 ⁴ Er → ¹² C + γ + 7,2 MeV

In massereichen Sternen können auch schwerere Elemente in einem sich zusammenziehenden Kern durch den Neon-Brennprozess und den Sauerstoff-Brennprozess verbrannt werden. Die letzte Stufe im stellaren Nukleosyntheseprozess ist der Siliziumverbrennungsprozess, der zur Produktion des stabilen Isotops Eisen-56 führt. Die Fusion kann nur durch einen endothermen Prozess weiter voranschreiten, und so kann weitere Energie nur durch Gravitationskollaps erzeugt werden.

Das folgende Beispiel zeigt die Zeit, die ein Stern mit 20 Sonnenmassen benötigt, um seinen gesamten Kernbrennstoff zu verbrauchen. Als Hauptreihenstern der O-Klasse hätte er den 8-fachen Sonnenradius und die 62.000-fache Leuchtkraft der Sonne.

Treibstoff Material	Temperatur (Millionen Kelvin)	Dichte (kg/cm³)	Brenndauer t
H	37	0,0045	8,1 Millionen Jahre
Er	188	0,97	1,2 Millionen Jahre
C	870	170	976 Jahre
Ja	1.570	3.100	0,6 Jahre
Ö	1.980	5.550	1,25 Jahre
Ja ja	3.340	33.400	11,5 Tage