Stern -Star

Ein Stern ist ein astronomisches Objekt , das aus einem leuchtenden Sphäroid aus Plasma besteht, das durch die Eigengravitation zusammengehalten wird . Der nächste Stern zur Erde ist die Sonne . Viele andere Sterne sind nachts mit bloßem Auge sichtbar , aber ihre immensen Entfernungen von der Erde lassen sie als feste Lichtpunkte erscheinen. Die prominentesten Sterne wurden in Konstellationen und Asterismen kategorisiert , und viele der hellsten Sterne haben Eigennamen . Astronomen haben Sternkataloge zusammengestellt , die die bekannten Sterne identifizieren und standardisierte Sternenbezeichnungen liefern . Das beobachtbare Universum enthält eine Schätzung10 ²² bis10 ²⁴ Sterne. Nur etwa 4.000 dieser Sterne sind mit bloßem Auge sichtbar, alle innerhalb der Milchstraße .

Das Leben eines Sterns beginnt mit dem Gravitationskollaps eines gasförmigen Nebels aus Material, das hauptsächlich aus Wasserstoff , zusammen mit Helium und Spuren von schwereren Elementen besteht. Seine Gesamtmasse ist der Hauptfaktor, der seine Entwicklung und sein letztendliches Schicksal bestimmt. Ein Stern leuchtet während des größten Teils seines aktiven Lebens aufgrund der thermonuklearen Fusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern. Dieser Prozess setzt Energie frei, die das Innere des Sterns durchquert und in den Weltraum abstrahlt . Am Ende der Lebenszeit eines Sterns wird sein Kern zu einem stellaren Überrest : einem Weißen Zwerg , einem Neutronenstern oder – wenn er ausreichend massereich ist – einem Schwarzen Loch .

Stellare Nukleosynthese in Sternen oder ihren Überresten erzeugt fast alle natürlich vorkommenden chemischen Elemente, die schwerer als Lithium sind . Stellarer Massenverlust oder Supernova- Explosionen geben chemisch angereichertes Material in das interstellare Medium zurück . Diese Elemente werden dann zu neuen Sternen recycelt. Astronomen können stellare Eigenschaften – einschließlich Masse, Alter, Metallizität (chemische Zusammensetzung), Variabilität , Entfernung und Bewegung durch den Weltraum – bestimmen, indem sie Beobachtungen der scheinbaren Helligkeit , des Spektrums und der Änderungen seiner Position am Himmel im Laufe der Zeit durchführen .

Sterne können mit anderen astronomischen Objekten Umlaufbahnen bilden, wie im Fall von Planetensystemen und Sternensystemen mit zwei oder mehr Sternen. Wenn zwei solcher Sterne eine relativ enge Umlaufbahn haben, kann ihre gravitative Wechselwirkung ihre Entwicklung erheblich beeinflussen. Sterne können Teil einer viel größeren gravitativ gebundenen Struktur sein, wie z. B. eines Sternhaufens oder einer Galaxie.

Etymologie

Das Wort "Stern" leitet sich letztendlich von der proto-indoeuropäischen Wurzel "h₂stḗr" ab, die auch Stern bedeutet, aber weiter analysierbar ist als h₂eh₁s- ("brennen", auch die Quelle des Wortes "Asche") + -tēr (Agentensuffix ). Vergleiche lateinisch stella, griechische Aster, deutscher Stern. Einige Gelehrte glauben, dass das Wort eine Anleihe vom akkadischen „istar“ (Venus) ist , einige bezweifeln diese Annahme jedoch. Stern ist mit den folgenden Wörtern verwandt (teilt sich dieselbe Wurzel) mit den folgenden Wörtern: Sternchen , Asteroid , Astral , Konstellation , Esther .

Beobachtungsgeschichte

Historisch gesehen waren Sterne für Zivilisationen auf der ganzen Welt wichtig. Sie waren Teil religiöser Praktiken, wurden zur himmlischen Navigation und Orientierung verwendet, um den Lauf der Jahreszeiten zu markieren und Kalender zu definieren.

Frühe Astronomen erkannten einen Unterschied zwischen „ Fixsternen “, deren Position auf der Himmelskugel sich nicht ändert, und „Wandersternen“ ( Planeten ), die sich über Tage oder Wochen merklich relativ zu den Fixsternen bewegen. Viele antike Astronomen glaubten, dass die Sterne dauerhaft an einer himmlischen Sphäre befestigt und unveränderlich seien. Konventionell gruppierten Astronomen prominente Sterne in Asterismen und Konstellationen und verwendeten sie, um die Bewegungen der Planeten und die abgeleitete Position der Sonne zu verfolgen. Die Bewegung der Sonne vor den Hintergrundsternen (und dem Horizont) wurde verwendet, um Kalender zu erstellen , die zur Regulierung landwirtschaftlicher Praktiken verwendet werden konnten. Der gregorianische Kalender , der derzeit fast überall auf der Welt verwendet wird, ist ein Sonnenkalender, der auf dem Winkel der Rotationsachse der Erde relativ zu ihrem lokalen Stern, der Sonne, basiert.

Die älteste genau datierte Sternkarte war das Ergebnis der altägyptischen Astronomie im Jahr 1534 v. Die frühesten bekannten Sternkataloge wurden von den alten babylonischen Astronomen Mesopotamiens im späten 2. Jahrtausend v. Chr. Während der Kassitenzeit (ca. 1531 v. Chr.–1155 v. Chr.) zusammengestellt .

Der erste Sternenkatalog in der griechischen Astronomie wurde von Aristillus ungefähr 300 v. Chr. mit der Hilfe von Timocharis erstellt . Der Sternenkatalog von Hipparchos (2. Jahrhundert v. Chr.) umfasste 1.020 Sterne und wurde verwendet, um den Sternenkatalog von Ptolemäus zusammenzustellen. Hipparchos ist bekannt für die Entdeckung der ersten aufgezeichneten Nova (neuer Stern). Viele der heute gebräuchlichen Sternbilder und Sternnamen stammen aus der griechischen Astronomie.

Trotz der scheinbaren Unveränderlichkeit des Himmels waren sich chinesische Astronomen bewusst, dass neue Sterne erscheinen könnten. Im Jahr 185 n. Chr. waren sie die ersten, die eine Supernova , die heute als SN 185 bekannt ist , beobachteten und darüber schrieben . Das hellste stellare Ereignis in der aufgezeichneten Geschichte war die Supernova SN 1006 , die 1006 beobachtet und von dem ägyptischen Astronomen Ali ibn Ridwan und mehreren chinesischen Astronomen beschrieben wurde . Die Supernova SN 1054 , die den Krebsnebel hervorbrachte , wurde auch von chinesischen und islamischen Astronomen beobachtet.

Mittelalterliche islamische Astronomen gaben vielen Sternen arabische Namen , die noch heute verwendet werden, und sie erfanden zahlreiche astronomische Instrumente , die die Positionen der Sterne berechnen konnten. Sie bauten die ersten großen Forschungsinstitute für Observatorien , hauptsächlich zum Zwecke der Erstellung von Zij- Sternkatalogen. Unter diesen wurde das Buch der Fixsterne (964) von dem persischen Astronomen Abd al-Rahman al-Sufi geschrieben , der eine Reihe von Sternen, Sternhaufen (einschließlich Omicron Velorum und Brocchi's Clusters ) und Galaxien (einschließlich der Andromeda-Galaxie) beobachtete ). Laut A. Zahoor beschrieb der persische Universalgelehrte Abu Rayhan Biruni im 11. Jahrhundert die Milchstraße als eine Vielzahl von Fragmenten mit den Eigenschaften von Nebelsternen und gab die Breitengrade verschiedener Sterne während einer Mondfinsternis im Jahr 1019 an.

Laut Josep Puig schlug der andalusische Astronom Ibn Bajjah vor, dass die Milchstraße aus vielen Sternen bestehe, die sich fast berührten und aufgrund der Brechung von sublunarem Material ein kontinuierliches Bild zu sein schienen, und zitierte seine Beobachtung der Konjunktion von Jupiter und Mars um 500 AH (1106/1107 n. Chr.) als Beweis. Frühe europäische Astronomen wie Tycho Brahe identifizierten neue Sterne am Nachthimmel (später als Novae bezeichnet ), was darauf hindeutet, dass der Himmel nicht unveränderlich war. Im Jahr 1584 schlug Giordano Bruno vor, dass die Sterne wie die Sonne seien und möglicherweise andere Planeten , möglicherweise sogar erdähnliche, um sich herum umkreisen, eine Idee, die früher von den antiken griechischen Philosophen Demokrit und Epikur vorgeschlagen worden war mittelalterliche islamische Kosmologen wie Fakhr al-Din al-Razi . Im folgenden Jahrhundert erreichte die Idee, dass die Sterne mit der Sonne identisch seien, unter Astronomen einen Konsens. Um zu erklären, warum diese Sterne keine Nettoanziehungskraft auf das Sonnensystem ausübten, schlug Isaac Newton vor, dass die Sterne in alle Richtungen gleichmäßig verteilt seien, eine Idee, die von dem Theologen Richard Bentley angeregt wurde .

Der italienische Astronom Geminiano Montanari zeichnete 1667 die Beobachtung von Schwankungen der Leuchtkraft des Sterns Algol auf. Edmond Halley veröffentlichte die ersten Messungen der Eigenbewegung eines Paars nahegelegener "Fixsterne", was zeigt, dass sie ihre Position seit der Zeit der alten Griechen geändert hatten Astronomen Ptolemäus und Hipparchos.

William Herschel war der erste Astronom, der versuchte, die Verteilung der Sterne am Himmel zu bestimmen. In den 1780er Jahren richtete er eine Reihe von Messgeräten in 600 Richtungen ein und zählte die Sterne, die entlang jeder Sichtlinie beobachtet wurden. Daraus leitete er ab, dass die Zahl der Sterne zu einer Seite des Himmels, in Richtung des Kerns der Milchstraße, stetig zunahm . 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 für seine Entdeckung bekannt, dass einige Sterne nicht nur entlang derselben Sichtlinie liegen, sondern physische Begleiter sind, die Doppelsternsysteme bilden.

Die Wissenschaft der Sternspektroskopie wurde von Joseph von Fraunhofer und Angelo Secchi entwickelt . Beim Vergleich der Spektren von Sternen wie Sirius mit der Sonne fanden sie Unterschiede in der Stärke und Anzahl ihrer Absorptionslinien – die dunklen Linien in Sternspektren, die durch die Absorption bestimmter Frequenzen durch die Atmosphäre verursacht werden. 1865 begann Secchi damit, Sterne in Spektraltypen einzuteilen . Die moderne Version des Sternklassifizierungsschemas wurde Anfang des 20. Jahrhunderts von Annie J. Cannon entwickelt.

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. Die Beobachtung von Doppelsternen gewann im 19. Jahrhundert zunehmend an Bedeutung. 1834 beobachtete Friedrich Bessel Veränderungen in der Eigenbewegung des Sterns Sirius und schloss auf einen verborgenen Begleiter. Edward Pickering entdeckte 1899 den ersten spektroskopischen Doppelstern , als er die periodische Aufspaltung der Spektrallinien des Sterns Mizar in einem Zeitraum von 104 Tagen beobachtete. Detaillierte Beobachtungen vieler Doppelsternsysteme wurden von Astronomen wie Friedrich Georg Wilhelm von Struve und SW Burnham gesammelt , wodurch die Massen von Sternen aus der Berechnung von Umlaufbahnelementen 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 präzise Größenmessungen bei mehreren Wellenlängenintervallen. 1921 führte Albert A. Michelson die ersten Messungen eines Sterndurchmessers mit einem Interferometer am Hooker-Teleskop am Mount-Wilson-Observatorium durch .

In den ersten Jahrzehnten des 20. Jahrhunderts wurden wichtige theoretische Arbeiten zur physikalischen Struktur 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. Cecilia Payne-Gaposchkin schlug in ihrer Doktorarbeit von 1925 erstmals vor, dass Sterne hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen. Die Spektren von Sternen wurden durch Fortschritte in der Quantenphysik weiter verstanden . Damit konnte die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre bestimmt werden.

Mit Ausnahme seltener Ereignisse wie Supernovae und Supernova-Imposter wurden Einzelsterne hauptsächlich in der Lokalen Gruppe und insbesondere im sichtbaren Teil der Milchstraße beobachtet (wie die detaillierten Sternkataloge zeigen, die für die Milchstraße verfügbar sind) und seine Satelliten. In den M87- und M100- Galaxien des Virgo-Haufens wurden einzelne Sterne wie Cepheid-Variablen sowie leuchtende Sterne in einigen anderen relativ nahen Galaxien beobachtet. Mit Hilfe von Gravitationslinsen wurde ein einzelner Stern (namens Ikarus ) in 9 Milliarden Lichtjahren Entfernung beobachtet.

Bezeichnungen

Es war bekannt, dass das Konzept einer 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 der Astrologie . Viele der prominenteren Einzelsterne erhielten Namen, insbesondere mit arabischen oder lateinischen Bezeichnungen.

Neben bestimmten Sternbildern und der Sonne selbst haben einzelne Sterne ihre eigenen Mythen . Für die alten Griechen stellten einige „Sterne“, bekannt als Planeten (griechisch πλανήτης (planētēs), was „Wanderer“ bedeutet), verschiedene wichtige Gottheiten dar, von denen die Namen der Planeten Merkur , Venus , Mars , Jupiter und Saturn abgeleitet wurden. ( Uranus und Neptun waren griechische und römische Götter , aber keiner der Planeten war in der Antike wegen ihrer geringen Helligkeit 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 wurde ein auf der Rektaszension des Sterns basierendes Nummerierungssystem erfunden und in John Flamsteeds Sternenkatalog in seinem Buch „Historia coelestis Britannica“ (Ausgabe von 1712) hinzugefügt, wodurch dieses Nummerierungssystem Flamsteed-Bezeichnung oder Flamsteed-Nummerierung genannt wurde .

Die international anerkannte Behörde für die Benennung von Himmelskörpern ist die Internationale Astronomische Union (IAU). Die Internationale Astronomische Union unterhält die Arbeitsgruppe für Sternnamen (WGSN), die Eigennamen für Sterne katalogisiert und standardisiert. Eine Reihe privater Unternehmen verkaufen Namen von Sternen, die von der IAU, professionellen Astronomen oder der Amateurastronomie-Community nicht anerkannt werden. Die British Library nennt dies ein unreguliertes Handelsunternehmen , und das New Yorker Ministerium für Verbraucher- und Arbeitnehmerschutz hat gegen ein solches Namensnennungsunternehmen einen Verstoß wegen der Beteiligung an einer betrügerischen Handelspraxis erlassen.

Maßeinheiten

Obwohl Sternparameter in SI-Einheiten oder Gaußschen Einheiten ausgedrückt werden können, ist es oft am bequemsten, Masse , Leuchtkraft und Radien in Sonneneinheiten auszudrücken , basierend auf den Eigenschaften der Sonne. Im Jahr 2015 definierte die IAU einen Satz nominaler Sonnenwerte (definiert als SI-Konstanten, ohne Unsicherheiten), die zum Zitieren von Sternparametern verwendet werden können:

nominelle Sonnenhelligkeit	L ☉ =3,828 × 10 26  W
nomineller Sonnenradius	R ☉ =6,957 × 10 8  m

Die Sonnenmasse M _☉ wurde von der IAU wegen der großen relativen Unsicherheit (10 ⁻⁴ ) der Newtonschen Gravitationskonstante G. Da das Produkt aus Newtonscher Gravitationskonstante und Sonnenmasse zusammen (G M _☉ ) viel genauer bestimmt wurde, definierte die IAU den nominalen Sonnenmassenparameter als:

nominaler Sonnenmassenparameter:

G M ☉ =1,327 1244 × 10 20  m 3 /s 2

Der nominale Parameter der Sonnenmasse kann mit der neuesten (2014) CODATA-Schätzung der Newtonschen Gravitationskonstante G kombiniert werden, um die ungefähre Sonnenmasse abzuleiten1,9885 × 10 ³⁰  kg . Obwohl die genauen Werte für die Leuchtkraft, den Radius, den Massenparameter und die Masse in Zukunft aufgrund von Beobachtungsunsicherheiten leicht variieren können, werden die nominellen Konstanten der IAU von 2015 die gleichen SI-Werte bleiben, da sie nützliche Maße für die Angabe von Sternparametern bleiben.

Große Längen, wie der Radius eines Riesensterns oder die große Halbachse eines Doppelsternsystems, werden oft in astronomischen Einheiten ausgedrückt – ungefähr gleich der mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne (150 Millionen km oder ungefähr 93 Millionen Meilen). 2012 definierte die IAU die astronomische Konstante als exakte Länge in Metern: 149.597.870.700 m.

Entstehung und Entwicklung

Sterne kondensieren aus Regionen des Weltraums mit höherer Materiedichte, aber diese Regionen sind weniger dicht als innerhalb einer Vakuumkammer . Diese Regionen – bekannt als Molekülwolken – bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff, mit etwa 23 bis 28 Prozent Helium und einigen Prozent schwereren Elementen. Ein Beispiel für eine solche Sternentstehungsregion ist der Orionnebel . Die meisten Sterne bilden sich in Gruppen von Dutzenden bis Hunderttausenden von Sternen. Massereiche Sterne in diesen Gruppen können diese Wolken stark beleuchten, den Wasserstoff ionisieren und H II-Regionen erzeugen . Solche Rückkopplungseffekte aus der Sternentstehung können letztendlich die Wolke stören und eine weitere Sternentstehung verhindern.

Alle Sterne verbringen den größten Teil ihrer Existenz als Hauptreihensterne , die hauptsächlich durch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in ihren Kernen angetrieben werden. Allerdings haben Sterne unterschiedlicher Masse in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung deutlich unterschiedliche Eigenschaften. Das endgültige Schicksal massereicherer Sterne unterscheidet sich von dem weniger massereicher Sterne, ebenso wie ihre Leuchtkraft und die Auswirkungen, die sie auf ihre Umgebung haben. Dementsprechend gruppieren Astronomen Sterne oft nach ihrer Masse:

• Sehr massearme Sterne , mit Massen unter 0,5  M _☉ , sind vollständig konvektiv und verteilen Helium gleichmäßig über den gesamten Stern, während sie sich auf der Hauptreihe befinden. Daher werden sie niemals einer Granatverbrennung unterzogen und werden niemals zu roten Riesen . Nachdem sie ihren Wasserstoff verbraucht haben, werden sie zu weißen Heliumzwergen und kühlen langsam ab. Da die Lebensdauer von 0,5  M _☉ Sternen länger ist als das Alter des Universums , hat noch kein solcher Stern das Stadium des Weißen Zwergs erreicht.
• Sterne mit geringer Masse (einschließlich der Sonne) mit einer Masse zwischen 0,5  M _☉ und ~2,25  M _☉ , je nach Zusammensetzung, werden zu roten Riesen, wenn ihr Kernwasserstoff erschöpft ist und sie beginnen, Helium im Kern in einem Heliumblitz zu verbrennen ; sie entwickeln später auf dem asymptotischen Riesenast einen degenerierten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern ; schließlich blasen sie ihre äußere Hülle als planetarischer Nebel ab und hinterlassen ihren Kern in Form eines Weißen Zwergs.
• Sterne mit mittlerer Masse , zwischen ~2,25  M _☉ und ~8  M _☉ , durchlaufen ähnliche Entwicklungsstadien wie Sterne mit geringer Masse, aber nach einer relativ kurzen Zeit auf dem Roten-Riesen-Zweig zünden sie Helium ohne Blitz und verbringen eine längere Zeit darin den roten Klumpen , bevor sich ein entarteter Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern bildet.
• Massereiche Sterne haben im Allgemeinen eine Mindestmasse von ~8  M _☉ . Nachdem der Wasserstoff im Kern erschöpft ist, werden diese Sterne zu Überriesen und verschmelzen Elemente , die schwerer als Helium sind. Sie beenden ihr Leben, wenn ihre Kerne zusammenbrechen und sie als Supernovae explodieren.

Sternentstehung

Die Entstehung eines Sterns beginnt mit gravitativer Instabilität innerhalb einer Molekülwolke, die durch Regionen höherer Dichte verursacht wird – oft ausgelöst durch Kompression von Wolken durch Strahlung von massereichen Sternen, expandierende Blasen im interstellaren Medium, die Kollision verschiedener Molekülwolken oder die Kollision von Galaxien (wie in einer Starburst-Galaxie ). Wenn eine Region eine ausreichende Materiedichte erreicht, um die Kriterien für die Jeans-Instabilität zu erfüllen , beginnt sie unter ihrer eigenen Gravitationskraft zu kollabieren.

Wenn die Wolke zusammenbricht, bilden einzelne Ansammlungen von dichtem Staub und Gas „ Bok-Kügelchen “. Wenn ein Kügelchen kollabiert und die Dichte zunimmt, wandelt sich die Gravitationsenergie in Wärme um 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 und werden hauptsächlich durch die Umwandlung von Gravitationsenergie angetrieben. Die Periode der Gravitationskontraktion dauert etwa 10 Millionen Jahre für einen Stern wie die Sonne, bis zu 100 Millionen Jahre für einen Roten Zwerg.

Frühe Sterne mit weniger als 2  M☉ werden als T-Tauri-Sterne bezeichnet , während solche mit größerer Masse _Herbig -Ae/Be-Sterne sind . Diese neu gebildeten Sterne emittieren Gasstrahlen entlang ihrer Rotationsachse, die den Drehimpuls des kollabierenden Sterns verringern und zu kleinen Nebelflecken führen können, die als Herbig-Haro-Objekte bekannt sind . Diese Jets können in Kombination mit der Strahlung von nahe gelegenen massereichen Sternen dazu beitragen, die umgebende Wolke, aus der der Stern entstanden ist, zu vertreiben.

Zu Beginn ihrer Entwicklung folgen T-Tauri-Sterne der Hayashi-Spur – sie ziehen sich zusammen und nehmen an Leuchtkraft ab, während sie ungefähr dieselbe Temperatur haben. Weniger massereiche T-Tauri-Sterne folgen dieser Spur zur Hauptsequenz, während massereichere Sterne auf die Henyey-Spur abbiegen .

Die meisten Sterne werden als Mitglieder von Doppelsternsystemen beobachtet, und die Eigenschaften dieser Doppelsterne sind das Ergebnis der Bedingungen, unter denen sie entstanden sind. Eine Gaswolke muss ihren Drehimpuls verlieren, um zu kollabieren und einen Stern zu bilden. Die Fragmentierung der Wolke in mehrere Sterne verteilt einen Teil dieses Drehimpulses. Die ursprünglichen Doppelsterne übertragen einen gewissen Drehimpuls durch Gravitationswechselwirkungen während enger Begegnungen mit anderen Sternen in jungen Sternhaufen. Diese Wechselwirkungen neigen dazu, weiter voneinander entfernte (weiche) Binärdateien aufzuspalten, während sie dazu führen, dass harte Binärdateien enger gebunden werden. Dies erzeugt die Trennung von Binärdateien in ihre zwei beobachteten Populationsverteilungen.

Hauptfolge

Sterne verbringen etwa 90 % ihrer Existenz damit, Wasserstoff in Hochtemperatur- und Hochdruckreaktionen in der Kernregion zu Helium zu verschmelzen. Solche Sterne sollen auf der Hauptreihe stehen und werden Zwergsterne genannt. Beginnend bei der Hauptsequenz des Alters Null nimmt der Heliumanteil im Kern eines Sterns stetig zu, die Rate der Kernfusion im Kern nimmt langsam zu, ebenso wie die Temperatur und Leuchtkraft des Sterns. Die Sonne zum Beispiel hat schätzungsweise um etwa 40 % an Leuchtkraft zugenommen, seit sie die Hauptreihe 4,6 Milliarden (4,6 × 10 ⁹ ) Jahren.

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 verliert10 ⁻¹⁴  M _☉ pro Jahr oder etwa 0,01 % seiner Gesamtmasse über seine gesamte Lebensdauer. Sehr massereiche Sterne können jedoch verlieren10 ^–7 bis10 ⁻⁵  M _☉ pro Jahr, was ihre Entwicklung erheblich beeinflusst. Sterne, die mit mehr als 50  M _☉ beginnen , können auf der Hauptreihe mehr als die Hälfte ihrer Gesamtmasse verlieren.

Die Zeit, die ein Stern für die Hauptsequenz verbringt, hängt hauptsächlich von der Menge an Treibstoff ab, die er hat, und von der Rate, mit der er ihn fusioniert. Es wird erwartet, dass die Sonne 10 Milliarden (10 ¹⁰ ) Jahre. Massereiche Sterne verbrauchen ihren Treibstoff sehr schnell und sind kurzlebig. Sterne mit geringer Masse verbrauchen ihren Treibstoff sehr langsam. Sterne mit einer Masse von weniger als 0,25  M _☉ , sogenannte Rote Zwerge , können fast ihre gesamte Masse verschmelzen, während Sterne von etwa 1  M _☉ nur etwa 10% ihrer Masse verschmelzen können. Die Kombination aus ihrem langsamen Treibstoffverbrauch und einem relativ großen nutzbaren Treibstoffvorrat ermöglicht es Sternen mit geringer Masse, etwa eine Billion (10 × 10 ¹² ) Jahre; der extremste Wert von 0,08  M _​​☉ hält etwa 12 Billionen Jahre an. Rote Zwerge werden heißer und leuchtender, wenn sie Helium ansammeln. Wenn ihnen schließlich der Wasserstoff ausgeht, ziehen sie sich zu einem Weißen Zwerg zusammen und sinken in der Temperatur. Da die Lebensdauer solcher Sterne größer ist als das aktuelle Alter des Universums (13,8 Milliarden Jahre), dürften sich keine Sterne unter etwa 0,85  M _☉ von der Hauptreihe entfernt haben.

Neben der Masse können die Elemente, die schwerer als Helium sind, eine bedeutende Rolle bei der Entwicklung von Sternen spielen. Astronomen bezeichnen alle Elemente, die schwerer als Helium sind, als „Metalle“ und nennen die chemische Konzentration dieser Elemente in einem Stern seine Metallizität . Die Metallizität eines Sterns kann die Zeit beeinflussen, die der Stern benötigt, um seinen Brennstoff zu verbrennen, und steuert die Bildung seiner Magnetfelder, die die Stärke seines Sternwinds beeinflussen. 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 solche Wolken zunehmend mit schwereren Elementen angereichert, wenn ältere Sterne sterben und Teile ihrer Atmosphäre verlieren .

Post-Hauptsequenz

Wenn Sterne von mindestens 0,4  M _☉ den Wasserstoffvorrat in ihrem Kern erschöpfen, beginnen sie, Wasserstoff in einer Hülle zu fusionieren, die den Heliumkern umgibt. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich aus und kühlen stark ab, während sie sich in einen Roten Riesen verwandeln . In einigen Fällen verschmelzen sie schwerere Elemente im Kern oder in Schalen um den Kern herum. Wenn sich die Sterne ausdehnen, werfen sie einen Teil ihrer Masse, angereichert mit diesen schwereren Elementen, in die interstellare Umgebung, um später als neue Sterne recycelt zu werden. In etwa 5 Milliarden Jahren, wenn die Sonne in die Heliumbrennphase eintritt, wird sie sich auf einen maximalen Radius von etwa 1 astronomischen Einheit (150 Millionen Kilometer) ausdehnen, das 250-fache ihrer derzeitigen Größe, und 30 % ihrer derzeitigen Masse verlieren.

Da die wasserstoffverbrennende Hülle mehr Helium produziert, nimmt die Masse und Temperatur des Kerns zu. _In einem Roten Riesen von bis zu 2,25  M☉ entartet die Masse des Heliumkerns vor der Heliumfusion . Wenn schließlich die Temperatur ausreichend ansteigt, beginnt die Kern-Helium-Fusion explosionsartig in einem sogenannten Heliumblitz , und der Stern schrumpft schnell im Radius, erhöht seine Oberflächentemperatur und bewegt sich zum horizontalen Zweig des HR-Diagramms. Bei massereicheren Sternen beginnt die Heliumkernfusion, bevor der Kern entartet, und der Stern verbringt einige Zeit im roten Klumpen und verbrennt langsam Helium, bevor die äußere konvektive Hülle zusammenbricht und sich der Stern dann zum horizontalen Zweig bewegt.

Nachdem ein Stern das Helium seines Kerns geschmolzen hat, beginnt er, Helium entlang einer Hülle zu schmelzen, die den heißen Kohlenstoffkern umgibt. Der Stern folgt dann einem Evolutionspfad, der als asymptotischer Riesenast (AGB) bezeichnet wird und parallel zur anderen beschriebenen Phase des Roten Riesen verläuft, jedoch eine höhere Leuchtkraft aufweist. Die massereicheren AGB-Sterne können eine kurze Periode der Kohlenstofffusion durchlaufen, bevor der Kern entartet. Während der AGB-Phase unterliegen Sterne aufgrund von Instabilitäten im Kern des Sterns thermischen Impulsen . Bei diesen thermischen Impulsen variiert die Leuchtkraft des Sterns und Materie wird aus der Atmosphäre des Sterns ausgestoßen, wodurch schließlich ein planetarischer Nebel entsteht. Bei diesem Massenverlustprozess können bis zu 50 bis 70 % der Masse eines Sterns ausgestoßen werden . Da der Energietransport in einem AGB-Stern hauptsächlich durch Konvektion erfolgt, wird dieses ausgestoßene Material mit den aus dem Kern ausgebaggerten Fusionsprodukten angereichert . Daher ist der Planetarische Nebel mit Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff angereichert. Letztendlich zerstreut sich der planetarische Nebel und reichert das allgemeine interstellare Medium an. Daher bestehen zukünftige Sternengenerationen aus dem „Sternenstoff“ vergangener Sterne.

Massive Sterne

Während ihrer Heliumbrennphase dehnt sich ein Stern mit mehr als 9 Sonnenmassen aus, um zuerst einen blauen und dann einen roten Überriesen zu bilden . Besonders massereiche Sterne können sich zu einem Wolf-Rayet-Stern entwickeln, der durch Spektren gekennzeichnet ist, die von Emissionslinien von Elementen schwerer als Wasserstoff dominiert werden, die aufgrund starker Konvektion und intensivem Massenverlust oder durch Ablösen der äußeren Schichten die Oberfläche erreicht haben.

Wenn das Helium im Kern eines massereichen Sterns erschöpft ist, zieht sich der Kern zusammen und die Temperatur und der Druck steigen weit genug, um Kohlenstoff zu verschmelzen (siehe Prozess der Kohlenstoffverbrennung ). Dieser Prozess setzt sich fort, wobei die aufeinanderfolgenden Stufen durch Neon (siehe Neon-Brennprozess ), Sauerstoff (siehe Sauerstoff-Brennprozess ) und Silizium (siehe Silizium-Brennprozess ) angetrieben werden. Gegen Ende des Sternlebens setzt sich die Fusion entlang einer Reihe von Zwiebelschalen innerhalb eines massereichen Sterns fort. Jede Schale verschmilzt ein anderes Element, wobei die äußerste Schale Wasserstoff verschmilzt; die nächste Granate fusioniert Helium und so weiter.

Das Endstadium tritt ein, wenn ein massereicher Stern anfängt, Eisen zu produzieren . Da Eisenkerne fester gebunden sind als alle schwereren Kerne, führt jede Fusion über Eisen hinaus zu keiner Nettofreisetzung von Energie.

Zusammenbruch

Wenn der Kern eines Sterns schrumpft, nimmt die Intensität der Strahlung von dieser Oberfläche zu und erzeugt einen solchen Strahlungsdruck auf der äußeren Gashülle, dass er diese Schichten wegdrückt und einen planetarischen Nebel bildet. Wenn nach dem Abwurf der äußeren Atmosphäre weniger als etwa 1,4  M _☉ zurückbleibt , schrumpft sie zu einem relativ winzigen Objekt von der Größe der Erde, dem Weißen Zwerg . Weißen Zwergen fehlt die Masse für eine weitere Gravitationskompression. Die von Elektronen entartete Materie in einem Weißen Zwerg ist kein Plasma mehr. Schließlich verblassen weiße Zwerge über einen sehr langen Zeitraum zu schwarzen Zwergen .

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

Eine Supernova-Explosion bläst die äußeren Schichten des Sterns weg und hinterlässt einen Überrest wie den Krebsnebel. Der Kern wird zu einem Neutronenstern komprimiert , der sich manchmal als Pulsar oder Röntgenblitzer manifestiert . Bei den größten Sternen ist der Überrest ein Schwarzes Loch größer als 4  M _☉ . 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.

Die abgeblasenen äußeren Schichten sterbender Sterne enthalten schwere Elemente, die bei der Bildung 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.

Doppelsterne

Die Entwicklung von Doppelsternen kann sich erheblich von der Entwicklung von Einzelsternen derselben Masse unterscheiden. Wenn Sterne in einem Doppelsystem nahe genug beieinander liegen und sich einer der Sterne zu einem Roten Riesen ausdehnt, kann er seinen Roche-Lappen überfluten , die Region um einen Stern, in der Material durch Gravitation an diesen Stern gebunden ist, was zu einer Übertragung von Material auf den anderen führt . Wenn der Roche-Lappen überläuft, kann es zu einer Vielzahl von Phänomenen kommen, darunter Kontakt-Binärdateien , Binärdateien mit gemeinsamer Hülle , katastrophale Variablen , blaue Nachzügler und Typ-Ia-Supernovae . Massentransfer führt zu Fällen wie dem Algol-Paradoxon , bei dem der am weitesten entwickelte Stern in einem System der masseärmste ist.

Die Entwicklung von Doppelsternen und Sternensystemen höherer Ordnung wird intensiv erforscht, seit so viele Sterne als Mitglieder von Doppelsternsystemen gefunden wurden. Etwa die Hälfte der sonnenähnlichen Sterne und ein noch größerer Anteil der massereicheren Sterne entstehen in mehreren Systemen, und dies kann Phänomene wie Novae und Supernovae, die Entstehung bestimmter Sterntypen und die Anreicherung des Weltraums mit Nukleosyntheseprodukten stark beeinflussen .

Der Einfluss der Entwicklung von Doppelsternen auf die Entstehung von entwickelten massereichen Sternen wie leuchtenden blauen Veränderlichen , Wolf-Rayet-Sternen und den Vorläufern bestimmter Klassen von Kernkollaps-Supernovae ist noch immer umstritten. Einzelne massereiche Sterne sind möglicherweise nicht in der Lage, ihre äußeren Schichten schnell genug abzustoßen, um die beobachteten Typen und Zahlen von entwickelten Sternen zu bilden oder Vorläufer zu produzieren, die als beobachtete Supernovae explodieren würden. Massentransfer durch Gravitations-Stripping in binären Systemen wird von einigen Astronomen als Lösung für dieses Problem angesehen.

Verteilung

Sterne sind nicht gleichmäßig über das Universum verteilt, sondern normalerweise zusammen mit interstellarem Gas und Staub in Galaxien gruppiert. Eine typische große Galaxie wie die Milchstraße enthält Hunderte Milliarden Sterne. Es gibt mehr als 2 Billionen (10 ¹² ) Galaxien, obwohl die meisten weniger als 10 % der Masse der Milchstraße ausmachen. Insgesamt dürfte es dazwischen liegen10 ²² und10 ²⁴ Sterne (mehr Sterne als alle Sandkörner auf dem Planeten Erde ). Die meisten Sterne befinden sich innerhalb von Galaxien, aber zwischen 10 und 50 % des Sternenlichts in großen Galaxienhaufen können von Sternen außerhalb irgendeiner Galaxie stammen.

Ein Mehrsternsystem besteht aus zwei oder mehr gravitativ gebundenen Sternen, die sich gegenseitig umkreisen . Das einfachste und gebräuchlichste Mehrsternsystem ist ein Doppelstern, aber es gibt auch Systeme mit drei oder mehr Sternen. Aus Gründen der Orbitalstabilität sind solche Mehrsternsysteme oft in hierarchischen Gruppen von Doppelsternen organisiert. Größere Gruppen werden Sternhaufen genannt. Diese reichen von losen Sternverbänden mit nur wenigen Sternen über offene Sternhaufen mit Dutzenden bis Tausenden von Sternen bis hin zu riesigen Kugelsternhaufen mit Hunderttausenden von Sternen. Solche Systeme umkreisen ihre Wirtsgalaxie. Die Sterne in einem offenen oder Kugelsternhaufen sind alle aus derselben riesigen Molekülwolke entstanden , daher haben alle Mitglieder normalerweise ein ähnliches Alter und eine ähnliche Zusammensetzung.

Viele Sterne werden beobachtet und die meisten oder alle könnten sich ursprünglich in gravitativ gebundenen Mehrsternsystemen gebildet haben. Dies gilt insbesondere für sehr massereiche Sterne der Klassen O und B, von denen 80 % vermutlich Teil von Mehrsternsystemen sind. Der Anteil an Einzelsternsystemen nimmt mit abnehmender Sternmasse zu, sodass nur 25 % der Roten Zwerge stellare Begleiter haben. Da 85 % aller Sterne Rote Zwerge sind, sind wahrscheinlich mehr als zwei Drittel der Sterne in der Milchstraße einzelne Rote Zwerge. In einer Studie der Perseus-Molekülwolke aus dem Jahr 2017 fanden Astronomen heraus, dass sich die meisten neu gebildeten Sterne in Doppelsystemen befinden. In dem Modell, das die Daten am besten erklärte, bildeten sich zunächst alle Sterne als Doppelsterne, obwohl sich einige Doppelsterne später aufspalteten und einzelne Sterne zurückließen.

Der nächste Stern zur Erde, abgesehen von der Sonne, ist Proxima Centauri , 4,2465 Lichtjahre (40,175 Billionen Kilometer) entfernt. Mit der Umlaufgeschwindigkeit des Space Shuttles von 8 Kilometern pro Sekunde (29.000 Kilometer pro Stunde) würde es etwa 150.000 Jahre dauern, bis es ankommt. Dies ist typisch für Sterntrennungen in galaktischen Scheiben . Sterne können in den Zentren von Galaxien und in Kugelsternhaufen viel näher beieinander liegen oder in galaktischen Halos viel weiter voneinander entfernt sein .

Aufgrund der relativ großen Entfernungen zwischen Sternen außerhalb des galaktischen Kerns werden Kollisionen zwischen Sternen als selten angesehen. In dichteren Regionen wie dem Kern von Kugelsternhaufen oder dem galaktischen Zentrum können Kollisionen häufiger vorkommen. Bei solchen Kollisionen können sogenannte blaue Nachzügler entstehen . Diese abnormalen Sterne haben eine höhere Oberflächentemperatur und sind daher blauer als Sterne an der Hauptreihenabzweigung in dem Haufen, zu dem sie gehören; In der Standard-Sternentwicklung hätten sich blaue Nachzügler bereits aus der Hauptreihe heraus entwickelt und wären daher nicht im Haufen zu sehen.

Eigenschaften

Fast alles an einem Stern wird durch seine Anfangsmasse bestimmt, einschließlich Eigenschaften wie Leuchtkraft, Größe, Entwicklung, Lebensdauer und sein letztendliches Schicksal.

Alter

Die meisten Sterne sind zwischen 1 Milliarde und 10 Milliarden Jahre alt. Einige Sterne könnten sogar fast 13,8 Milliarden Jahre alt sein – das beobachtete Alter des Universums . Der älteste bisher entdeckte Stern, HD 140283 , mit dem Spitznamen Methusalah-Stern, ist schätzungsweise 14,46 ± 0,8 Milliarden Jahre alt. (Aufgrund der Unsicherheit des Wertes steht dieses Alter des Sterns nicht im Widerspruch zum Alter des Universums, das vom Planck-Satelliten mit 13,799 ± 0,021 bestimmt wurde).

Je massereicher der Stern, desto kürzer seine Lebensdauer, vor allem, weil massereiche Sterne einen größeren Druck auf ihren Kern ausüben, wodurch sie schneller Wasserstoff verbrennen. Die massereichsten Sterne halten durchschnittlich einige Millionen Jahre, während Sterne mit minimaler Masse (rote Zwerge) ihren Treibstoff sehr langsam verbrennen und mehrere zehn bis hundert Milliarden Jahre überdauern können.

Lebensdauern von Stadien der Sternentwicklung in Milliarden von Jahren

Anfangsmasse ( M ☉ )	Hauptfolge	Unterriese	Erster Roter Riese	Kern Er brennt
1.0	9.33	2.57	0,76	0,13
1.6	2.28	0,03	0,12	0,13
2.0	1.20	0,01	0,02	0,28
5.0	0,10	0,0004	0,0003	0,02

Chemische Zusammensetzung

Wenn Sterne in der heutigen Milchstraße entstehen, bestehen sie, gemessen an der Masse, zu etwa 71 % aus Wasserstoff und zu 27 % aus Helium 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. Der Anteil an schwereren Elementen kann 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. Im Gegensatz dazu hat der supermetallreiche Stern μ Leonis fast doppelt so viel Eisen wie die Sonne, während der planetentragende Stern 14 Herculis fast dreimal so viel Eisen hat. Chemisch eigentümliche Sterne weisen ungewöhnliche Häufigkeiten bestimmter Elemente in ihrem Spektrum auf; insbesondere Chrom und Seltenerdelemente . Sterne mit kühleren äußeren Atmosphären, einschließlich der Sonne, können verschiedene zweiatomige und mehratomige Moleküle bilden.

Durchmesser

Aufgrund ihrer großen Entfernung von der Erde erscheinen alle Sterne außer der Sonne für das bloße Auge als leuchtende Punkte am Nachthimmel, die durch die Wirkung der Erdatmosphäre funkeln . Die Sonne ist nahe genug an der Erde, um stattdessen als Scheibe zu erscheinen und Tageslicht zu liefern. Abgesehen von der Sonne ist R Doradus der scheinbar größte Stern mit einem Winkeldurchmesser von nur 0,057 Bogensekunden .

Die Scheiben der meisten Sterne sind in ihrer Winkelgröße viel zu klein , um mit aktuellen bodengestützten optischen Teleskopen beobachtet zu werden, und daher sind Interferometer- Teleskope erforderlich, um Bilder dieser Objekte zu erzeugen. Eine andere Technik zur Messung der Winkelgröße von Sternen ist die Okkultation . Durch genaues Messen des Helligkeitsabfalls eines Sterns, wenn er vom Mond verdeckt wird (oder des Helligkeitsanstiegs, wenn er wieder erscheint), kann der Winkeldurchmesser des Sterns berechnet werden.

Die Größe der Sterne reicht von Neutronensternen mit einem Durchmesser zwischen 20 und 40 km (25 Meilen) bis hin zu Überriesen wie Beteigeuze im Sternbild Orion , der einen etwa 1.000-fachen Durchmesser der Sonne mit einer viel geringeren Dichte hat .

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 Bewegungskomponenten eines Sterns bestehen aus der radialen Geschwindigkeit zur Sonne hin oder von ihr weg und der Querbewegung, die als Eigenbewegung bezeichnet wird.

Die Radialgeschwindigkeit wird durch die Dopplerverschiebung der Spektrallinien des Sterns gemessen und in Einheiten von km/ s angegeben . Die Eigenbewegung eines Sterns, seine Parallaxe, wird durch präzise astrometrische Messungen in Einheiten von Millibogensekunden ( mas) pro Jahr bestimmt. Mit Kenntnis der Parallaxe des Sterns und seiner Entfernung kann die Eigenbewegungsgeschwindigkeit berechnet werden. Zusammen mit der Radialgeschwindigkeit kann die Gesamtgeschwindigkeit berechnet werden. Sterne mit hohen Eigenbewegungsraten sind wahrscheinlich relativ nahe an der Sonne, was sie zu guten Kandidaten für Parallaxenmessungen macht.

Wenn beide Bewegungsgeschwindigkeiten bekannt sind, kann die Raumgeschwindigkeit des Sterns relativ zur Sonne oder zur Galaxie berechnet werden. Unter nahen Sternen wurde festgestellt, dass jüngere 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. Ein Vergleich der Kinematik benachbarter Sterne hat es Astronomen ermöglicht, ihren Ursprung auf gemeinsame Punkte in riesigen Molekülwolken zurückzuverfolgen, die als Sternassoziationen bezeichnet werden .

Magnetfeld

Das Magnetfeld eines Sterns wird in Regionen des Inneren erzeugt, in denen konvektive Zirkulation stattfindet. Diese Bewegung von leitfähigem Plasma funktioniert wie ein Dynamo , wobei die Bewegung elektrischer Ladungen magnetische Felder induziert, wie dies bei einem mechanischen Dynamo der Fall ist. Diese Magnetfelder haben eine große Reichweite, die sich über den gesamten Stern und darüber hinaus erstreckt. Die Stärke des Magnetfelds variiert mit der Masse und Zusammensetzung des Sterns, und die Stärke der magnetischen Oberflächenaktivität hängt von der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ab. Diese Oberflächenaktivität erzeugt Sternflecken , die Regionen mit starken Magnetfeldern und niedrigeren Oberflächentemperaturen als normal sind. Koronale Schleifen sind bogenförmige Magnetfeldflusslinien, die von der Oberfläche eines Sterns in die äußere Atmosphäre des Sterns, seine Korona, aufsteigen. Die koronalen Schleifen sind aufgrund des Plasmas, das sie entlang ihrer Länge leiten, sichtbar. Stellar Flares sind Ausbrüche hochenergetischer Teilchen, die aufgrund derselben magnetischen Aktivität emittiert werden.

Junge, schnell rotierende Sterne neigen aufgrund ihres Magnetfelds zu einer hohen Oberflächenaktivität. Das Magnetfeld kann auf den Sternwind eines Sterns wirken und als Bremse wirken, um die Rotationsgeschwindigkeit mit der Zeit allmählich zu verlangsamen. Daher haben ältere Sterne wie die Sonne eine viel langsamere Rotationsgeschwindigkeit und eine geringere Oberflächenaktivität. Die Aktivitätsniveaus langsam rotierender Sterne neigen dazu, zyklisch zu variieren und können für Zeiträume vollständig abgeschaltet werden. Während des Maunder-Minimums zum Beispiel durchlief die Sonne einen 70-jährigen Zeitraum mit fast keiner Sonnenfleckenaktivität.

Masse

Einer der massereichsten bekannten Sterne ist Eta Carinae , der mit 100- bis 150-mal so viel Masse wie die Sonne nur eine Lebensdauer von mehreren Millionen Jahren haben wird. Untersuchungen der massereichsten offenen Sternhaufen deuten auf 150  M _☉ als grobe Obergrenze für Sterne in der gegenwärtigen Ära des Universums hin. Dies stellt einen Erfahrungswert für die theoretische Grenze der Masse entstehender Sterne durch zunehmenden Strahlungsdruck auf die akkretierende Gaswolke dar. Mehrere Sterne im R136- Cluster in der Großen Magellanschen Wolke wurden mit größeren Massen gemessen, aber es wurde festgestellt, dass sie durch die Kollision und Verschmelzung massereicher Sterne in engen Doppelsystemen entstanden sein könnten, wodurch die 150 M  ☉ _-Grenze für Masse umgangen wurde Sternentstehung.

Die ersten Sterne, die sich nach dem Urknall bildeten, waren möglicherweise größer, bis zu 300  M _☉ , da in ihrer Zusammensetzung Elemente, die schwerer als Lithium waren, vollständig fehlten. Diese Generation supermassereicher Sterne der Population III existierte wahrscheinlich im sehr frühen Universum (dh es wurde beobachtet, dass sie eine hohe Rotverschiebung aufweisen) und hat möglicherweise mit der Produktion chemischer Elemente begonnen, die schwerer als Wasserstoff sind und für die spätere Bildung benötigt werden Planeten und Leben . Im Juni 2015 berichteten Astronomen von Beweisen für Sterne der Population III in der Galaxie Cosmos Redshift 7 bei z = 6,60 .

Mit einer Masse, die nur 80 Mal so groß ist wie die von Jupiter ( M _J ), ist 2MASS J0523-1403 der kleinste bekannte Stern, der in seinem Kern eine Kernfusion durchmacht. Für Sterne mit sonnenähnlicher Metallizität wird die theoretische Mindestmasse, die der Stern haben und im Kern noch fusionieren kann, auf etwa 75 M _J geschätzt . Wenn die Metallizität sehr gering ist, scheint die minimale Sterngröße etwa 8,3 % der Sonnenmasse oder etwa 87 M _J zu betragen . Kleinere Körper, Braune Zwerge genannt , besetzen eine schlecht definierte Grauzone zwischen Sternen und Gasriesen .

Die Kombination aus Radius und Masse eines Sterns bestimmt seine 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 Aussehen des Spektrums eines Sterns beeinflussen, wobei eine höhere Schwerkraft eine Verbreiterung der Absorptionslinien verursacht .

Drehung

Die Rotationsgeschwindigkeit von Sternen lässt sich durch spektroskopische Messung oder genauer durch Verfolgen ihrer Sternflecken bestimmen . Junge Sterne können am Äquator eine Rotation von mehr als 100 km/s aufweisen. Der B-Klasse-Stern Achernar zum Beispiel hat eine Äquatorialgeschwindigkeit von etwa 225 km/s oder mehr, was dazu führt, dass sich sein Äquator nach außen wölbt und ihm einen Äquatordurchmesser verleiht, der mehr als 50 % größer ist als 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 je nach Breitengrad alle 25–35 Tage einmal mit einer Äquatorialgeschwindigkeit von 1,93 km/s. Das Magnetfeld eines Hauptreihensterns und der Sternwind dienen dazu, seine Rotation 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 seines Kerns und durch seinen Radius bestimmt und wird oft aus dem Farbindex des Sterns geschätzt . Die Temperatur wird normalerweise in Form einer effektiven Temperatur angegeben , die die Temperatur eines idealisierten schwarzen Körpers ist, der seine Energie mit der gleichen Leuchtkraft pro Oberfläche wie der Stern abstrahlt. Die effektive Temperatur ist nur repräsentativ für die Oberfläche, da die Temperatur zum Kern hin zunimmt. Die Temperatur in der Kernregion eines Sterns beträgt mehrere Millionen  Kelvin .

Die Sterntemperatur bestimmt die 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).

Massereiche Hauptreihensterne können Oberflächentemperaturen von 50.000 K haben. Kleinere Sterne wie die Sonne haben Oberflächentemperaturen von einigen tausend K. Rote Riesen haben relativ niedrige Oberflächentemperaturen von etwa 3.600 K; aber sie haben aufgrund ihrer großen äußeren Oberfläche eine hohe Leuchtkraft.

Strahlung

Die von Sternen erzeugte Energie, ein Produkt der Kernfusion, strahlt sowohl als elektromagnetische Strahlung als auch als Teilchenstrahlung in den Weltraum . Die von einem Stern ausgesandte Teilchenstrahlung manifestiert sich als Sternwind, der als elektrisch geladene Protonen und Alpha- und Beta-Teilchen aus den äußeren Schichten strömt . Ein stetiger Strom nahezu masseloser Neutrinos geht direkt vom Kern des Sterns aus.

Die Energieerzeugung im Kern ist der Grund, warum Sterne so hell leuchten: Jedes Mal, wenn zwei oder mehr Atomkerne zu einem einzigen Atomkern eines neuen schwereren Elements verschmelzen, werden Gammastrahlenphotonen aus dem Kernfusionsprodukt freigesetzt. Diese Energie wird in andere Formen elektromagnetischer Energie mit niedrigerer Frequenz, wie sichtbares Licht, umgewandelt, wenn sie die äußeren Schichten des Sterns erreicht.

Die Farbe eines Sterns, bestimmt durch die intensivste Frequenz des sichtbaren Lichts, hängt von der Temperatur der äußeren Schichten des Sterns ab, einschließlich seiner Photosphäre . Neben sichtbarem Licht geben Sterne Formen elektromagnetischer Strahlung ab, die für das menschliche Auge unsichtbar sind . Tatsächlich umfasst die stellare elektromagnetische Strahlung das gesamte elektromagnetische Spektrum , von den längsten Wellenlängen der Radiowellen über Infrarot , sichtbares Licht, Ultraviolett bis hin zu den kürzesten Röntgen- und Gammastrahlen. Vom Standpunkt der von einem Stern emittierten Gesamtenergie sind nicht alle Komponenten der stellaren elektromagnetischen Strahlung signifikant, aber alle Frequenzen geben Einblick in die Physik des Sterns.

Anhand des Sternspektrums können Astronomen die Oberflächentemperatur, Oberflächengravitation , Metallizität und Rotationsgeschwindigkeit eines Sterns bestimmen. Wird die Entfernung des Sterns ermittelt, 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 Doppelsternsystemen kann durch Messen ihrer Umlaufgeschwindigkeiten und -entfernungen berechnet werden. Gravitations-Mikrolinsen wurden verwendet, um die Masse eines einzelnen Sterns zu messen.) Mit diesen Parametern können Astronomen das Alter des Sterns abschätzen.

Helligkeit

Die Leuchtkraft eines Sterns ist die Menge an Licht und anderer Strahlungsenergie, die er pro Zeiteinheit ausstrahlt. Es hat Leistungseinheiten . Die Leuchtkraft eines Sterns wird durch seinen Radius und seine Oberflächentemperatur bestimmt. Viele Sterne strahlen nicht gleichmäßig über ihre gesamte Oberfläche. Der schnell rotierende Stern Vega beispielsweise hat an seinen Polen einen höheren Energiefluss (Leistung pro Flächeneinheit) als entlang seines Äquators.

Flecken auf der Oberfläche des Sterns mit einer niedrigeren Temperatur und Leuchtkraft als der Durchschnitt werden als Sternflecken bezeichnet . Kleine Zwergsterne wie die Sonne haben im Allgemeinen im Wesentlichen strukturlose Scheiben mit nur kleinen Sternflecken. Riesensterne haben viel größere, deutlichere Sternflecken und weisen eine starke Verdunkelung der Sternränder auf . Das heißt, die Helligkeit nimmt zum Rand der Sternscheibe hin ab. Rote Zwergsterne wie UV Ceti können markante Sternfleckenmerkmale aufweisen.

Größe

Die scheinbare Helligkeit eines Sterns wird in seiner scheinbaren Helligkeit ausgedrückt . Sie ist eine Funktion der Leuchtkraft des Sterns, seiner Entfernung von der Erde, des Extinktionseffekts von interstellarem Staub und Gas und der Veränderung des Lichts des Sterns, wenn er die Erdatmosphäre durchdringt. Die intrinsische oder absolute Helligkeit steht in direktem Zusammenhang mit der Leuchtkraft eines Sterns und ist die scheinbare Helligkeit, die ein Stern haben würde, wenn die Entfernung zwischen der Erde und dem Stern 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) betragen würde.

Anzahl der Sterne heller als Magnitude

Scheinbare Größe	Anzahl  Sterne
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1.602
6	4.800
7	14.000

Sowohl die scheinbare als auch die absolute Helligkeitsskala sind logarithmische Einheiten : Eine ganzzahlige Helligkeitsdifferenz entspricht einer Helligkeitsänderung von etwa dem 2,5-fachen (die 5. Wurzel aus 100 oder ungefähr 2,512). Dies bedeutet, dass ein Stern der ersten Größenordnung (+1,00) etwa 2,5-mal heller ist als ein Stern der zweiten Größenordnung (+2,00) und etwa 100-mal heller als ein Stern der sechsten Größenordnung (+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 ist der Stern. Die hellsten Sterne auf beiden Skalen haben negative Magnitudenzahlen. Die Helligkeitsvariation (Δ L ) zwischen zwei Sternen wird berechnet, indem die Magnitudenzahl des helleren Sterns ( m _b ) von der Magnitudenzahl des schwächeren Sterns ( m _f ) subtrahiert und dann die Differenz als Exponent für die Basiszahl verwendet wird 2,512; das heißt:

${\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}$

${\displaystyle 2,512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}$

In Bezug auf Helligkeit und Entfernung von der Erde sind die absolute Helligkeit ( M ) und die scheinbare Helligkeit ( m ) eines Sterns nicht 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 letzterer Stern der hellere der beiden. Denn Sirius ist nur 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt, während Canopus mit 310 Lichtjahren viel weiter entfernt ist.

Die hellsten bekannten Sterne haben absolute Helligkeiten von etwa –12, was der 6-Millionen-fachen Leuchtkraft der Sonne entspricht. Theoretisch befinden sich die am wenigsten leuchtenden Sterne an der unteren Massegrenze, bei der Sterne in der Lage sind, die Kernfusion von Wasserstoff im Kern zu unterstützen. Sterne knapp über dieser Grenze wurden im Cluster NGC 6397 lokalisiert . Die schwächsten Roten Zwerge im Haufen haben eine absolute Größe von 15, während ein Weißer Zwerg mit der 17. absoluten Größe entdeckt wurde.

Einstufung

Oberflächentemperaturbereiche für
verschiedene Sternklassen

Klasse	Temperatur	Beispielstern
Ö	33.000 K oder mehr	Zeta Ophiuchi
B	10.500–30.000 K	Riegel
A	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	Proxima Centauri

Das derzeitige Sternklassifizierungssystem entstand im frühen 20. Jahrhundert, als Sterne basierend auf der Stärke der Wasserstofflinie von A bis Q klassifiziert wurden . Es wurde angenommen, dass die Wasserstofflinienstärke eine einfache lineare Funktion der Temperatur ist. Stattdessen war es komplizierter: Es verstärkte sich mit steigender Temperatur, erreichte seinen Höhepunkt nahe 9000 K und nahm dann bei höheren Temperaturen ab. Die Klassifizierungen wurden seitdem nach Temperatur neu geordnet, auf der das moderne Schema basiert.

Sterne erhalten eine Ein-Buchstaben-Klassifizierung entsprechend ihrer Spektren, die von Typ O , der sehr heiß ist, bis M , der so kühl ist, dass sich Moleküle in ihrer Atmosphäre bilden können, reichen. Die Hauptklassifikationen in der Reihenfolge abnehmender Oberflächentemperatur sind: O, B, A, F, G, K und M. Einer Vielzahl seltener Spektraltypen werden spezielle Klassifikationen gegeben. Die häufigsten davon sind die Typen L und T , die die kältesten massearmen Sterne und Braunen Zwerge klassifizieren. Jeder Buchstabe hat 10 Unterteilungen, nummeriert von 0 bis 9, in der Reihenfolge abnehmender Temperatur. Dieses System bricht jedoch bei extrem hohen Temperaturen zusammen, da die Klassen O0 und O1 möglicherweise nicht existieren.

Darüber hinaus können Sterne anhand der in ihren Spektrallinien gefundenen Leuchtkrafteffekte klassifiziert werden, die ihrer räumlichen Größe entsprechen und durch ihre Oberflächengravitation bestimmt werden. Diese reichen von 0 ( Hyperriesen ) über III ( Riesen ) bis V (Hauptreihenzwerge); einige Autoren fügen VII (weiße Zwerge) hinzu. Hauptreihensterne fallen entlang eines schmalen, diagonalen Bandes, wenn sie gemäß ihrer absoluten Helligkeit und ihrem Spektraltyp graphisch dargestellt werden. Die Sonne ist ein Gelber Zwerg der Hauptreihe G2V mit mittlerer Temperatur und normaler Größe.

Es gibt eine zusätzliche Nomenklatur in Form von Kleinbuchstaben, die am Ende des Spektraltyps hinzugefügt werden, um besondere Merkmale des Spektrums anzuzeigen. Beispielsweise kann ein „ e “ das Vorhandensein von Emissionslinien anzeigen; „ m “ steht für ungewöhnlich starke Metallkonzentrationen und „ var “ kann Variationen im Spektraltyp bedeuten.

Weiße Zwergsterne haben ihre eigene Klasse, die mit dem Buchstaben D beginnt . Dieses wird weiter unterteilt in die Klassen DA , DB , DC , DO , DZ und DQ , abhängig von der Art der im Spektrum gefundenen markanten Linien. Danach folgt ein Zahlenwert, der die Temperatur angibt.

Variable Sterne

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.

Einige Sterne durchlaufen während ihrer Sternentwicklung Phasen, in denen sie zu pulsierenden Variablen werden können. Pulsierende variable Sterne variieren im Laufe der Zeit in Radius und Leuchtkraft und dehnen sich je nach Größe des Sterns in Zeiträumen von Minuten bis Jahren aus und ziehen sich zusammen. 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 Leuchtsterne sowie Riesen- und Überriesensterne.

Kataklysmische oder explosive veränderliche Sterne sind solche, die eine dramatische Veränderung ihrer Eigenschaften erfahren. 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 wiederkehrend und haben periodische Ausbrüche mit mäßiger Amplitude.

Sterne können 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 2,1 bis 3,4 über einen Zeitraum von 2,87 Tagen variiert.

Struktur

Das Innere eines stabilen Sterns befindet sich in einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts : Die Kräfte auf jedem kleinen Volumen gleichen sich fast genau aus. Die ausgeglichenen Kräfte sind eine nach innen gerichtete Gravitationskraft und eine nach außen gerichtete Kraft aufgrund des Druckgradienten innerhalb des Sterns. Der Druckgradient wird durch den Temperaturgradienten des Plasmas bestimmt; Der äußere Teil des Sterns ist kühler als der Kern. Die Temperatur im Kern einer Hauptreihe oder eines Riesensterns liegt mindestens in der Größenordnung von10 ^7K .  _ 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 bei Sternen mit mehr als 0,4  M _☉ eine Fusion in einer sich langsam ausdehnenden Hülle um den entarteten Heliumkern statt.

Zusätzlich zum hydrostatischen Gleichgewicht hält das Innere eines stabilen Sterns 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.

Die Strahlungszone ist der Bereich des Sterninneren, in dem der Energiefluss nach außen von der Strahlungswärmeübertragung abhängt, da die konvektive Wärmeübertragung in dieser Zone ineffizient ist. In diesem Bereich wird das Plasma nicht gestört und jegliche Massenbewegungen erlöschen. Wo dies nicht der Fall ist, wird das Plasma instabil und es tritt Konvektion auf, wodurch eine Konvektionszone entsteht . Dies kann beispielsweise in Bereichen auftreten, in denen sehr hohe Energieflüsse auftreten, wie in der Nähe des Kerns, oder in Bereichen mit hoher Lichtundurchlässigkeit (was die Strahlungswärmeübertragung ineffizient macht), wie in der äußeren Hülle.

Das Auftreten von Konvektion in der äußeren Hülle eines Hauptreihensterns hängt von der Masse des Sterns 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  M _☉ sind durchgehend konvektiv, was die Ansammlung eines Heliumkerns verhindert. Bei den meisten Sternen ändern sich die Konvektionszonen im Laufe der Zeit, wenn der Stern altert und sich die Beschaffenheit des Inneren verändert.

Die Photosphäre ist der Teil eines Sterns, der für einen Beobachter sichtbar ist. Dies ist die Schicht, in der das Plasma 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 , Regionen mit unterdurchschnittlicher Temperatur.

Oberhalb der Photosphäre befindet sich die Sternatmosphäre. Bei einem Hauptreihenstern wie der Sonne ist die unterste Ebene der Atmosphäre, direkt über der Photosphäre, die dünne Chromosphärenregion , in der Nadeln erscheinen und stellare Flares beginnen. Darüber befindet sich die Übergangsregion, in der die Temperatur innerhalb einer Entfernung von nur 100 km (62 Meilen) schnell ansteigt. Darüber hinaus 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 aufgrund ihrer geringen Gasdichte nur sehr wenig Licht ab. Die Koronaregion der Sonne ist normalerweise nur während einer Sonnenfinsternis sichtbar .

Von der Korona breitet sich ein stellarer Wind aus Plasmateilchen vom Stern nach außen aus, bis er mit dem interstellaren Medium interagiert. Bei der Sonne erstreckt sich der Einfluss ihres Sonnenwindes über eine blasenförmige Region, die als Heliosphäre bezeichnet wird .

Reaktionswege der Kernfusion

Wenn Kerne verschmelzen, ist die Masse des verschmolzenen Produkts geringer als die Masse der ursprünglichen Teile. Diese verlorene Masse wird gemäß der Masse-Energie-Äquivalenzbeziehung in elektromagnetische Energie umgewandelt . In den Kernen von Sternen finden verschiedene Kernfusionsreaktionen statt, die von ihrer Masse und Zusammensetzung abhängen. ${\displaystyle E=mc^{2}}$

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 Kelvin für einen kleinen Stern der M-Klasse bis zu 40 Millionen Kelvin für einen massiven Stern der O-Klasse.

In der Sonne mit einem Kern von 16 Millionen Kelvin verschmilzt Wasserstoff in der Proton-Proton-Kettenreaktion zu Helium :

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 M eV )

2 e ⁺ + 2 e ⁻ → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 γ (2 x 5,5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12,9 MeV)

Es gibt ein paar andere Wege, bei denen sich ³ He und ⁴ He zu ⁷ Be verbinden, was schließlich (mit der Hinzufügung eines weiteren Protons) zwei ⁴ He ergibt, ein Gewinn von eins.

Alle diese Reaktionen ergeben die Gesamtreaktion:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

wobei γ ein Gammastrahlenphoton ist, ν _e ein Neutrino ist und H und He Isotope von Wasserstoff bzw. Helium sind. Die durch diese Reaktion freigesetzte Energie beträgt Millionen von Elektronenvolt. Jede einzelne Reaktion erzeugt nur eine winzige Energiemenge, aber da ständig eine enorme Anzahl dieser Reaktionen stattfindet, produzieren sie die gesamte Energie, die erforderlich ist, um die Strahlungsleistung des Sterns aufrechtzuerhalten. Im Vergleich dazu setzt die Verbrennung von zwei Wasserstoffgasmolekülen mit einem Sauerstoffgasmolekül nur 5,7 eV frei.

In massereicheren Sternen wird Helium in einem durch Kohlenstoff katalysierten Reaktionszyklus produziert, der als Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus bezeichnet wird .

In entwickelten Sternen mit Kernen bei 100 Millionen Kelvin und Massen zwischen 0,5 und 10  M _☉ kann Helium im Triple-Alpha-Prozess unter Verwendung des Zwischenelements Beryllium in Kohlenstoff umgewandelt werden :

⁴ He + ⁴ He + 92 keV → ^8* Be

⁴ He + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7,4 MeV

Für eine Gesamtreaktion von:

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 MeV

In massereichen Sternen können 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. Jede weitere Fusion wäre ein endothermer Prozess, der Energie verbraucht, und so kann weitere Energie nur durch Gravitationskollaps erzeugt werden.

Dauer der Hauptfusionsphasen für einen 20  M _☉ Stern

Brennmaterial _	Temperatur (Millionen Kelvin)	Dichte ( kg/cm 3 )	Brenndauer (τ in Jahren)
H	37	0,0045	8,1 Millionen
Er	188	0,97	1,2 Millionen
C	870	170	976
Nein	1.570	3.100	0,6
Ö	1.980	5.550	1.25
S/Si	3.340	33.400	0,0315

Siehe auch

• Fusor (Astronomie)
• Umriss der Astronomie
• Sternzeit
• Sternenuhren
• Sterne zählen
• Sterne und Planetensysteme in der Fiktion

Verweise

Externe Links

• "Wie man Klassifizierungscodes entziffert" . Astronomische Gesellschaft von Südaustralien . Abgerufen am 20. August 2010 .
• Kaller, James. "Porträts von Sternen und ihren Konstellationen" . Universität von Illinois . Abgerufen am 20. August 2010 .
• Übernahme, Cliff (2001). Die Sterne des Himmels . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-514874-9.
• Prialnick, Dina; et al. (2001). "Sterne: Stellare Atmosphären, Struktur und Evolution" . Universität St. Andrews . Abgerufen am 20. August 2010 .
• "Stern nach Kennung, Koordinaten oder Referenzcode abfragen" . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Straßburg . Abgerufen am 20. August 2010 .