Was ist ein Stern? Eine Definition

Ein Stern ist ein massiver, leuchtender Ball aus Plasma, der durch seine eigene Schwerkraft gebunden ist und dessen Durchmesser und Dichte so groß sind, dass die zentrale Region, der Kern, die Temperatur erreicht, die für die Auslösung von Kernfusionsreaktionen erforderlich ist, d. h. in der Größenordnung von mehreren Millionen Grad. Diese thermonuklearen Reaktionen setzen Lichtenergie frei, die der Kontraktion des Sterns unter seiner eigenen Schwerkraft entgegenwirkt. Während eines großen Teils seines Lebens, bevor seine Energieressourcen erschöpft sind, befindet sich ein Stern unter der Wirkung dieser beiden Kräfte im hydrostatischen Gleichgewicht und liegt auf der Hauptreihe des sogenannten Hertzsprung-Russell-Diagramms.

Der, der Erde am nächsten liegende Stern ist die Sonne, die zu den gelben Zwergen gehört. Die Sonne ist ein recht gewöhnlicher Stern mit einer Masse von etwa 1,989 × 1030 kg. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1,5 Millionen Kilometer und ist damit bescheiden im Vergleich zu einigen anderen Sternen wie Antares oder Beteigeuze, die einen hundertfach größeren Durchmesser haben. Da sich ein Stern im Laufe der Zeit weiterentwickelt, insbesondere wenn er die Hauptreihe verlässt und zu einem Roten Riesen wird, ist sein Durchmesser im Laufe der Zeit nicht konstant. Bei periodisch veränderlichen Sternen, wie RR Lyrae und Cepheiden, kann er sich auch regelmäßig ändern.

Zu Beginn seines Lebens besteht ein Stern überwiegend aus Wasserstoff und Helium, aber durch Fusionsreaktionen verändert sich seine chemische Zusammensetzung, vornehmlich seine Metallizität. Dies ist die Menge Z der Elemente, die schwerer als Helium sind, die im Stern vorhanden sind oder genauer gesagt die Menge, die auf der Oberfläche des Sterns bestimmt wird. Die Sonne hat eine Metallizität von 0,02, was 2 % der Sonnenmasse entspricht. Bei diesen „Metallen“ handelt es sich hauptsächlich um Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Eisen.

Wenn der Kern des Sterns eine Temperatur von etwa 7 bis 8 Millionen Grad erreicht, ist die Temperatur hoch genug, um die Wasserstoffkerne zu verschmelzen, wobei hauptsächlich Helium 4He, aber auch Deuterium 2H nach einer Fusionsreaktion, dem sogenannten Proton-Proton-Zyklus, entsteht. Steigt die Temperatur über 18 Millionen Grad, wird eine andere Reaktionskette vorherrschend: der CNO-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff). In der Sonne werden 2,5 % der Energie durch diesen Zyklus erzeugt, der von Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker entdeckt wurde.

Es gibt sogenannte Doppel- und sogar Mehrfachsysteme, die aus zwei oder mehr Sternen bestehen, die gravitativ miteinander verbunden sind und sich normalerweise auf stabilen Bahnen umeinander bewegen. Wenn zwei dieser Sterne eine relativ nahe Umlaufbahn haben, kann ihre gravitative Wechselwirkung einen erheblichen Einfluss auf ihre Entwicklung haben. Sterne können Teil einer viel größeren gravitativ gebundenen Struktur sein, wie offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen und natürlich Galaxien. Unsere Milchstraße soll nach Schätzungen von Astronomen etwa 200 bis 300 Milliarden Sterne enthalten.

Die meisten Sterne haben ein Alter zwischen einer und zehn Milliarden Jahren. Einer der ältesten entdeckten Sterne ist der Caffau-Stern, der über 13 Milliarden Jahre alt sein soll. Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbrennt er seinen Kernbrennstoff. Die massereichsten Sterne leben einige Millionen Jahre, während Sterne wie Rote Zwerge ihren Brennstoff sehr langsam verbrennen und Dutzende oder sogar Hunderte von Milliarden Jahren überdauern.

Einer der massereichsten bekannten Sterne ist Eta Carinae, dessen Masse auf das 100- bis 150-fache der Sonnenmasse geschätzt wird. Eine Untersuchung des offenen Sternhaufens Arches legt nahe, dass der Wert von 150 Sonnenmassen die Obergrenze für Sterne in der gegenwärtigen Ära des Universums darstellt. Der Grund für diese Grenze soll zum Teil aus der Eddington-Grenze stammen, die die maximale Helligkeit definiert, jenseits derer ein Stern aufgrund seiner eigenen Strahlung in den Weltraum geblasen wird. Die ersten Sterne, die sich nach dem Urknall bildeten, waren jedoch wahrscheinlich massereicher, bis zu 300 Sonnenmassen oder mehr, da in ihrer Zusammensetzung Elemente, die schwerer als Lithium sind, völlig fehlten.

Die Geburt der Sterne

Die Grundzüge der Sternentstehung sind bekannt, aber wenn man versucht, ins Detail zu gehen, häufen sich die Rätsel. Wir wissen, dass die Entstehung eines Sterns nur dann beginnt, wenn es zu Schwankungen in der Dichte der Materie kommt, die bestimmte Eigenschaften aufweisen. So muss eine Wolke aus Staub und Molekülen eine Masse haben, die größer ist als die sogenannte Jeans-Masse, um kollabieren zu können. Diese hängt von der Dichte und der Temperatur der Wolke ab. Wenn die Wolke zu heiß oder zu dünn ist, ist eine gravitative Kontraktion, die zu einem Stern führt, nicht möglich. Wenn eine Wolke kondensiert, zerfällt sie oft in dichtere und heißere Bereiche, sodass sich aus einer einzigen Molekülwolke fast gleichzeitig Hunderte von Sternen bilden können.

Diese Wolken sind mit Temperaturen von etwa 10 K sehr kalt. Sie können bis zu einer Million Sonnenmassen enthalten und eine Größe in der Größenordnung von etwa 150 Lichtjahren erreichen. Sie strahlen wenig und sind vorwiegend undurchsichtig für sichtbares Licht, nicht aber für Infrarotlicht.

Das Leben und der Tod von Sternen

Sterne, deren Masse etwa acht- bis zehnmal kleiner ist als die der Sonne, werden ihr Leben als Weiße Zwerge und schließlich als Schwarze Zwerge beenden, wenn sie kein Licht mehr aussenden, doch dafür ist das Universum noch zu jung. Ein Weißer Zwerg ist ein unglaublich dichter Himmelskörper, der nicht mehr als 1,44 Mal die Masse der Sonne hat. Er ist der Überrest eines gewöhnlichen Sterns, der seinen Kernbrennstoff verbraucht hat und seine oberen Schichten als planetarischen Nebel ausstößt. Ein Weißer Zwerg von der Masse der Sonne hat einen Radius von 7000 km, und ein Kubikzentimeter seiner Materie, die sogenannte entartete Materie, die von Quanten- und relativistischen Effekten beherrscht wird, wiegt eine Tonne!

Da sich der Stern nur sehr langsam abkühlt, ist er eher träge, aber wenn er Teil eines Doppelsternsystems ist, kommt der Zeitpunkt, an dem er dem Nachbarstern Gas entzieht. Dann bildet sich eine Akkretionsscheibe. Das Gas fällt auf den Weißen Zwerg und lässt seine Masse ansteigen, bis er die Chandrasekhar-Grenze erreicht. Dann kommt es zu einer Explosion, die den Weißen Zwerg wegbläst. Das ist der Ursprung zumindest eines Teils der Supernovae, die als SN Ia bezeichnet werden. Diese Supernovae werden verwendet, um die beschleunigte Expansion des Universums und die Dunkle Energie zu untersuchen.

Massivere Sterne, die mehr als zehn Sonnenmassen haben, explodieren zu Supernovae SN II und hinterlassen als Sternleichen Neutronensterne und manchmal auch Schwarze Löcher. Zuvor haben sie Zeit, in immer komplexeren thermonuklearen Reaktionen schwerere Elemente als Kohlenstoff bis hin zu Eisen zu synthetisieren. Dazu muss einer dieser Sterne in seinem Kern zu einem bestimmten Zeitpunkt seines Lebens die Temperatur von drei Milliarden Kelvin überschreiten. Dann ist die „Verbrennung“ von Kohlenstoff zu Neon, Natrium und Magnesium möglich, dann die Verbrennung von Neon zu Sauerstoff und schließlich die Verbrennung von Sauerstoff zu Silizium. Die „Asche“ jeder dieser Reaktionen sammelt sich im Zentrum des Sterns an und dient als Brennstoff für die nächste Verbrennung, sodass der Stern schließlich eine zwiebelschalenartige Struktur mit einem Kern aus Eisen und einer Hülle aus Wasserstoff hat.

Urhebender Autor: Redaktion Futura