Was sind Sterne? Ein Leitfaden
Wenn wir in den Nachthimmel schauen, sehen wir einen glitzernden Teppich aus Sternen. Diese glitzernden Lichtpunkte sind in Wirklichkeit riesige Plasmakugeln – überhitztes Helium- und Wasserstoffgas.
Sie werden durch Kernfusion angetrieben, kommen in vielen verschiedenen Formen vor und haben eine faszinierende Entwicklungsgeschichte.
A Star Is Born
Sterne entstehen in amorphen Gas- und Staubwolken, die Nebel genannt werden. Gasmassen – vor allem Helium und Wasserstoff – in diesen Sternentstehungsgebieten kollabieren unter ihrer eigenen Schwerkraft und beginnen sich zu erhitzen, wodurch ein Protostern entsteht. Die Temperaturen im Kern dieser wirbelnden Protosterne steigen an, wenn sie Gas und Staub in der Nähe einsammeln.
Ein Protostern verbringt etwa 100 Millionen Jahre in seiner T-Tauri-Phase. Diese großen, flüchtigen Sterne können noch keine Kernfusion erzeugen, aber sie können mit den von ihnen ausgestrahlten Sternwinden eine gewaltige Kraft entwickeln. Wenn der Kern des Sterns Temperaturen von etwa 27 Millionen Grad Celsius erreicht, kommt es schließlich zur Kernfusion. Wasserstoff- und Heliumatome verbinden sich miteinander, und voilà: ein Stern ist geboren.
Dieser Energieausbruch verlangsamt den Gravitationskollaps. Material, das nicht vom neugeborenen Stern verschluckt wird, kann Planeten, Asteroiden und andere Himmelsobjekte bilden. Dieser Prozess kann laut Universe Today etwa 100.000 Jahre dauern.
Wenn die Kernfusion beginnt, gleitet der Stern in seine nächste Phase, die Hauptreihenphase. Die meisten Sterne, die wir am Nachthimmel (und am Tag) sehen, sind Hauptreihensterne, so National Geographic. Sterne verbringen einen Großteil ihres Lebens in der Hauptreihenphase.
Es ist klassifiziert
Es gibt viele verschiedene Arten von Hauptreihensternen. Astronomen nutzen die spektrale Signatur eines Sterns, um seine Zusammensetzung, Leuchtkraft, Farbe und Temperatur zu entschlüsseln. Anhand dieser Beobachtungen können sie feststellen, wie alt ein Stern ist und wie groß er ist. Die sieben Spektralklassen, geordnet vom heißesten zum kältesten, sind O, B, A, F, G, K und M.
Die Temperatur eines Sterns wird in der Einheit Kelvin gemessen. Die Oberflächentemperatur von Sternen kann von etwa 2.500 K bei den kältesten Sternen bis zu etwa 30.000 K bei den heißesten Sternen reichen. (Lava, die aus dem Vulkan Kilauea auf Hawaii ausbricht, erreicht Temperaturen von etwa 1.444 Kelvin). Die Farbe eines Sterns hängt direkt mit seiner Temperatur zusammen. Die heißesten Sterne sehen weiß oder blau aus. Kältere Sterne haben wärmere Farbtöne und erscheinen oft gelb, orange oder rot.
Astronomen charakterisieren die Helligkeit eines Sterns, indem sie sowohl seine Helligkeit als auch seine Leuchtkraft messen, d. h. die Gesamtenergiemenge, die ein Stern in einer Sekunde erzeugt, sowie seine Entfernung. Sterne können nach ihrer Leuchtkraft in Kategorien eingeteilt werden. Die sechs Klassen, von der hellsten bis zur schwächsten, sind Ia, Ib, II, III, IV und V.
Die Masse eines Sterns kann bestimmen, wie er lebt und stirbt. Massereichere Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff schneller und sterben zuerst aus. Astronomen messen die Masse anderer Sterne in „Sonnenmassen“ relativ zu unserer Sonne.
Anhand all dieser Variablen zeichnen Astronomen die Entwicklungsphase eines Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf.
Die kleinsten Sterne werden Rote Zwergsterne genannt. Diese langlebigen Sterne kommen im Universum häufig vor und sind sehr lichtschwach. Sie strahlen 0,01 Prozent der Energie unserer Sonne aus. Kurzlebige Hypergiganten hingegen können bis zu 100 Sonnenmassen erreichen. Sie brennen heller, erreichen Temperaturen von 30.000 Kelvin und sind im Universum extrem selten.
Unsere Sonne ist ein gelber Zwerg vom Typ G. Unser nächster stellarer Nachbar, Proxima Centauri, ist ein roter Zwerg vom Typ M. Wega, im Sternbild Leier, ist ein bläulich-weißer Zwergstern vom Typ A.
Todesstern
Wasserstoff ist die Hauptbrennstoffquelle eines Sterns. Irgendwann wird ein Stern den gesamten Wasserstoff in seinem Kern verbrauchen, nachdem er ihn in Helium umgewandelt hat. Die Schwerkraft lässt den Kern kollabieren, wodurch er sich wieder aufheizt. Durch die steigenden Temperaturen werden Fusionsreaktionen in den äußeren Schichten des Sterns ausgelöst, wodurch er sich ausdehnt und zu einem Roten Riesen wird.
Am Ende ihres Lebens stoßen Rote Riesen mittlerer Masse ihre äußeren Schichten ab und verwandeln sich in einen ultradichten Weißen Zwerg. Diese winzigen, dichteren Sternhüllen verblassen schließlich zu schwer fassbaren schwarzen Zwergsternen, die von den Astronomen fast nicht entdeckt werden können. Unsere eigene Sonne wird dieses Schicksal in etwa 6 Milliarden Jahren ereilen.
Unsere Sonne ist der einzige Stern in diesem System. Das ist nicht überall im Universum der Fall. Viele Sternensysteme sind so genannte „Doppelsternsysteme“, d.h. sie bestehen aus zwei Sternen, die sich gegenseitig umkreisen. (Man denke an Tatooine.) Es gibt auch „Mehrfachsysteme“, die aus einer Reihe verschiedener Sterne bestehen.
Weiße Zwerge in einem Doppelsternsystem sind in einem komplizierten Kreislauf gefangen. Sie nehmen Wasserstoffgas und anderes Material von ihrem Begleitstern auf, bis sie sich aufblähen und in einem Ausbruch von Kernfusion explodieren. Nachdem der Weiße Zwerg „zur Nova“ wird, verdunkelt er sich und wiederholt den Zyklus. Nach Angaben der NASA kann ein Weißer Zwerg in einigen Fällen genug Material von seinem Begleitstern aufnehmen, um vollständig zu explodieren und zur Supernova zu werden.
Anstatt sich in einen Weißen Zwerg zu verwandeln, stoßen Rote Überriesen, Sterne mit mehr als der achtfachen Masse unserer Sonne, gewaltsam Gas und Staub in das kosmische Medium aus. (Die Überreste dieser gewaltigen Explosionen werden als Neutronensterne bezeichnet.
Die massereichsten Sterne – mit einer Masse von mehr als dem 25-fachen unserer Sonne – werden zu Supernovae und hinterlassen schwarze Löcher, die in ihrem Kielwasser wirbeln. Nach der Explosion kollabiert das gesamte Material des Sterns in einem einzigen Punkt, wodurch ein schwarzes Loch mit stellarer Masse entsteht.