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Sterne - Leuchtfeuer im All


Die Plejaden im Sternbild Stier

Ein Stern ist eine riesige kugelförmige Gasansammlung, in dessen Inneren eine Kernfusion Energie erzeugt. Sterne werden nach Position, Helligkeit und Farbe eingeordnet. Aufgrund der Entfernungsbestimmung von Sternen durch Astronomen weiß man heute, dass Sterne mehrere Lichtjahre entfernt sind.

Da mit der Entfernungsbestimmung die Entfernung der Sterne relativ gut bestimmt werden kann und die scheinbare Helligkeit (Helligkeit eines Sterns von der Erde aus gesehen) auch bekannt ist, ist es möglich, auf die wahre „absolute“ Helligkeit eines Sterns zu schließen. Damit kann noch einmal bestätigt werden, dass die Sterne nicht gleich hell sind und sie eine unterschiedliche Entfernung zur Erde haben.

Mit dem Anwenden der Spektroskopie an anderen Sternen (an der Sonne wurde dies bereits früher gemacht) stellte Astronomen, dass die Spektrallinien (Zusammensetzung) vieler Sterne mit denen der Sonne vergleichbar sind. Die große Erkenntnis ist, dass Sterne demnach sehr weit entfernte Sonnen sind.

Sterne werden durch die Bestimmung ihrer „absoluten Helligkeit“ (Leuchtkraft) in 7. Leichtkraftklassen eingeteilt (I „Überriesen“ bis VII „weiße Zwerge“). Die Sonne ist in dieser Einteilung ein Stern der Klasse V „Zwerg“. Das heutige Maß für die absolute Helligkeit eines Sterns ist seine scheinbare Helligkeit in einer Entfernung von 10 Parsec.

Sterne werden aber auch in ihrer Farbe und Temperatur unterschieden (Spektraltyp). Der Spektraltyp von Sternen reicht von kühlen roten Sternen, gelben (unsere Sonne) bis zu heißen blauen Sternen.

Um Sterne besser kategorisieren zu können, werden den Spektralklassen Buchstaben zugeordnet. Zu einer genaueren Kategorisierung der Spektraltypen der Sterne ist der Schritt von einem Buchstabe zum anderen in 10 Schritte unterteilt. Bei den Sternen wird also zwischen verschiedenen Spektralklassen unterschieden.

Die Spektralklassenunterteilung:
O-B-A-F-G-K-M-L-T
In dieser Einteilung ist die Sonne ein G2 Stern.

Die Masse eines Sterns ist nur indirekt bestimmbar. Zum Beispiel durch ein Doppelsternsystem, in dem gravitationsabhängige Massenbeziehungen errechnet werden können. Auch die Masse-Leuchtkraft-Beziehung, in der die Leuchtkraft eines Sterns auf dessen Masse schließen lässt, sagt etwas über die Masse eines Sternes aus. Als Masseneinheit für Sterne hat man die Sonnenmasse eingeführt. Unsere Sonne hat demnach eine Masse von „1“.

Es gibt Sterne, die nur 1/50 Sonnenmasse haben aber es gibt auch welche, die über mehr als die 150-Fache Masse unserer Sonne verfügen. Die maximale Grenze für die Masse eines Sternes ist zwar nicht unendlich, doch Astronomen finden immer wieder Sterne, die neue Rekorde aufstellen.

Der Durchmesser eines Sternes ist ebenfalls nur schwer zu bestimmen, da die meisten Sterne aufgrund ihrer großen Entfernung im Teleskop nur als Punkt erscheinen. Die bekannte Durchmesserbandbreite von Sternen reicht von nur 1/100 Sonnendurchmesser bis mehr als 1000 Sonnendurchmesser.

Mit der Spektroskopie lässt sich die chemische Zusammensetzung eines Sternes mit bestimmten Einschränkungen erfassen, denn die gewonnenen Daten stammen nur von der Oberfläche des Sterns. Ein Stern besteht überwiegend aus Wasserstoff, hat aber auch einen großen Heliumanteil. Stoffe wie Sauerstoff, Eisen und Kalzium kommen hingegen nur in Spuren vor.

Woher bekommen Sterne ihre Energie?

Sterne scheinen eine nahezu unerschöpfliche Energiequelle zu haben, die sie Millionen oder Milliarden Jahre leuchten lässt. Erst zu beginn des 20. Jahrhunderts waren Wissenschaftler dank der Atom- und Quantenphysik in der Lage, der Energiequelle der Sterne auf den Grund zu kommen. Sie fanden heraus, dass Sterne in ihrem Inneren kleine Atome zu großen Atomen verschmelzen und dabei Energie abgeben.

Meistens verschmelzen Sterne Wasserstoff zu Helium, wobei 4 Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmelzen, der aus 2 Protonen und 2 Neutronen besteht. Da der neu entstandene Heliumkern allerdings leichter als seine ursprünglichen Bausteine ist, wird bei der Kernfusion ca. 1% der Teilchenmasse direkt in Energie umgewandelt. Einsteins berühmte E=mc^2 Formel bestätigt, dass aus Masse Energie werden kann. Desto massereicher ein Stern ist, desto höher ist der Druck und damit die Temperatur in seinem Inneren. Wenn der Druck groß genug ist, kann ein Stern auch schwerere Elemente erstellen (wie z.B. Kohlenstoff oder Eisen).

Es gibt nicht alle Formen von Sternen. Nur bestimmte Kombinationen zwischen Temperatur und Größe sind möglich. Anfang des 20. Jahrhunderts sortierten Henry Norris Russell und Ejnar Hertzsprung unabhängig voneinander die Sterne nach Spektralklasse (Temperatur und Farbe) und absoluter Helligkeit. Als sie Sterne in ein Diagramm eingetragen wurden, stellte sich heraus, dass es nur Sterne mit bestimmten Kombinationen beider Eigenschaften gab und die Sterne auffällige Gruppen bilden. Dieses Diagramm von den beiden Wissenschaftlern wird Hertzsprung-Russell-Diagramm genannt.


Hertzsprung-Russell Diagramm

Sehr auffällig ist die sogenannte Hauptreihe, in der sich neben der Sonne die meisten Sterne befinden. Die Hauptreihe besteht aus Sternen die relativ Lichtschwach und nicht besonders heiß sind. Oben rechts im Diagramm befinden sich die roten Sterne, welche sehr lichtstark sind und relativ kühl sind. Die heißen blauen Sterne sind im Allgemeinen relativ selten und sind sehr leuchtkräftig. Etwas auffällig sind die weißen Zwerge, welche sehr klein und dennoch sehr heiß sind. Sie sind die Kerne gestorbener Sonnen.