Stern

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Unter einem Stern (altgriechisch , ov aster, astron und lateinisch aster, astrum, stella, sidus für 'Stern, Gestirn'; ahd. sterno; astronomisches Symbol: ) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne.
Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt, etwa Abendstern, obgleich er kein Stern wie die Sonne ist.
Dass nahezu alle mit dem bloßen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sonnenähnliche Objekte sind, die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktförmig erscheinen, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie.
Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems, viele haben ein Planetensystem.
Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfters Sternhaufen.
Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sterne freiäugig unterschieden werden.
Sie gehören alle zur gleichen Galaxie wie die Sonne, zur Milchstraße, die aus über hundert Milliarden Sternen besteht.
Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihren Nachbargalaxien zur Lokalen Gruppe, einem von abertausend Galaxienhaufen.
Sterne entstehen aus Gaswolken - in bestimmten Gebieten (H-II-Gebiet) aus gasförmigen Molekülwolken - durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen.
Sie werden von der Schwerkraft ihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher annähernd kugelförmig.
Während ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad heiß ist (beim Kern der Sonne knapp 16.000.000 Kelvin), liegt bei den meisten die Oberflächentemperatur etwa zwischen 2.000 K und 20.000 K (bei der Photosphäre der Sonne knapp 6.000 K); Weiße Zwerge können als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100.000 K an ihrer Oberfläche erreichen.
Von der glühenden Sternoberfläche geht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus, sondern auch ein Strom geladener Plasmateilchen (Sternwind) weit in den Raum und bildet so eine Astrosphäre.
Sterne können sich in Masse und Volumen erheblich unterscheiden, wie auch hinsichtlich Leuchtkraft und Farbe; im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verändern sich diese Eigenschaften.
Eine orientierende Klassifizierung der Sterne wird schon allein mit den beiden Merkmalen absolute Helligkeit und Spektraltyp möglich.
Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage, ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen könnte oder nicht (siehe habitable Zone).
== Etymologie
Althochdeutsch sterno, mittelhochdeutsch stern, schwedisch stjärna stehen neben anders gebildetem althochdeutsch sterro und mittelhochdeutsch sterre, englisch star.
Außergermanisch sind z. B. griechisch astr, lateinisch stella verwandt.
Die Wörter gehen auf indogermanisch ster- "Stern" zurück .
== Übersicht
Die meisten Sterne bestehen zu 99 % aus Wasserstoff und Helium in der Form von heißem Plasma.
Ihre Strahlungsenergie wird im Sterninnern durch die stellare Kernfusion erzeugt und gelangt durch intensive Strahlung und Konvektion an die Oberfläche.
Etwa 90 % der Sterne - die Hauptreihensterne - sind wie die Sonne in einem stabilen Gleichgewicht zwischen Gravitation, Strahlungs- und Gasdruck, in dem sie viele Millionen bis Milliarden Jahre verbleiben.
Danach blähen sie sich zu Riesensternen auf und schrumpfen schließlich zu Weißen Zwergen, als die sie langsam abkühlen.
Auch diese sehr kompakten Endstadien der Sternentwicklung sowie die noch dichteren Neutronensterne werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie nur mehr aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben.
Der nächste und am besten erforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum des Sonnensystems.
Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein "normaler Stern" ist, doch ahnten bereits antike Naturphilosophen, dass sie heißer als ein glühender Stein sein müsse.
Die Sonne ist der einzige Stern, auf dem von der Erde aus Strukturen deutlich zu erkennen sind: Sonnenflecken, Sonnenfackeln und Sonneneruptionen.
Nur einige relativ nahe Überriesen wie Beteigeuze oder Mira werden in modernsten Teleskopen als Scheiben sichtbar, die grobe Ungleichförmigkeiten erkennen lassen können.
Alle anderen Sterne sind dafür zu weit entfernt; sie erscheinen mit den zur Verfügung stehenden optischen Instrumenten als Beugungsscheibchen punktförmiger Lichtquellen.
Früher wurde zur Abgrenzung gegenüber Schweifsternen (Kometen) und Wandelsternen (Planeten) der Begriff der Fixsterne gebraucht.
Doch liegen die Positionen von Sternen am Himmel nicht fest, sondern ihre Sternörter verschieben sich langsam gegeneinander.
Die messbare Eigenbewegung ist verschieden groß und kann bei einem vergleichsweise nahen Stern wie Barnards Pfeilstern rund zehn Bogensekunden pro Jahr betragen (10,3"/a).
In zehntausend Jahren werden daher manche der heutigen Sternbilder deutlich verändert sein.
Mit bloßem Auge sind am gesamten Himmel je nach Dunkelheit und atmosphärischen Bedingungen etwa 2000 bis 6000 Sterne zu erkennen, in Stadtnähe jedoch weniger als 1000.
Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Lichtpunkte täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur hinsichtlich ihrer Entfernung, sondern auch bezüglich der Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer immense Wertebereiche überspannen.
So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während Neutronensterne dichter als Atomkerne sein können; bei einer Massendichte von 4*1015 kg/ m^3 wöge ein Löffel mit 12 cm^3 davon etwa soviel wie das gesamte Wasser im Bodensee (48 km^3).
Den überaus verschiedenen Erscheinungsformen von Sternen entsprechen erhebliche Unterschiede ihrer inneren Struktur; zwischen den tiefenabhängig gegliederten Zonen finden oft turbulente Austauschvorgänge statt.
Dieser Artikel bietet einen groben Überblick und verweist auf weiterführende Artikel.
== Sterne aus der Sicht des Menschen
Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert.
Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch als Navigationssterne benutzt.
In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien.
Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt - unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke - und durch die im 19. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt.
Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace.
Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge.
Häufig werden beide Theorien jedoch zusammengefasst als Kant-Laplace-Theorie.
=== Sternbilder und Sternbezeichnungen
Die im westlichen Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück.
Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie.
Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben.
Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen.
Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen.
Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück.
Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise  Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier.
Ein ähnliches System wurde vom britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt:
Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einer vorangestellten, aufsteigend nach Rektaszension geordneten Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, wie zum Beispiel bei 13 Lyrae.
Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert.
Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert.
Am gebräuchlichsten ist hierfür der SAO-Katalog mit rund 250.000 Sternen.
In Buchform (100 Sterne pro Seite) umfasst er etwa 2.500 Seiten in 4 Bänden, ist aber auch als Datenbank verfügbar.
Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar einige Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen.
Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt.
Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.
=== Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels
Da sich die Erde im Laufe eines Tages einmal um sich selbst dreht und im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne kreist, ändert sich der Anblick des Himmels mit Sternen und Sternbildern für den Beobachter auf der Erde sowohl im Verlauf einer Nacht wie auch mit den Jahreszeiten.
Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde (nördlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich während der Nacht der Sternhimmel im Gegenuhrzeigersinn um den Polarstern.
Bei Blickrichtung nach Süden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum (weil der Beobachter andersherum steht):
Die Sterne und der Sternhimmel bewegen sich im Uhrzeigersinn von links (Osten) nach rechts (Westen).
Auch im Ablauf eines Jahres gilt die gleiche, nur 365-mal langsamere Bewegung, wenn man immer zur selben Uhrzeit auf den Himmel schaut: im Norden gegen den Uhrzeiger, im Süden von links nach rechts.
Der Sternenhimmel kann dabei - ausgenommen die Stellungen der Planeten und des Mondes - sehr ähnliche Bilder zeigen:
Beispielsweise ist der Anblick am 31. Oktober um 4:00 Uhr fast gleich dem am 31. Dezember um 24:00 Uhr oder dem am 2. März um 20:00 Uhr.
Das bedeutet, dass eine Uhrzeit-Veränderung von vier Stunden (ein sechstel Tag) einer Kalender-Veränderung von rund 60 Tagen (ein sechstel Jahr) entspricht.
Für den Beobachter auf der Südhalbkugel der Erde (südlich des Erdäquators) gilt:
Bei Blickrichtung nach Süden dreht sich der Sternenhimmel im Uhrzeigersinn um den Himmelssüdpol.
Bei Blickrichtung nach Norden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum:
Die Sterne bewegen sich im Gegenuhrzeigersinn von rechts (Osten) nach links (Westen).
Auch im Verlauf eines Jahres ergibt sich bei Blick nach Süden die gleiche Bewegung, nur langsamer, im Uhrzeigersinn.
Bei Blick nach Norden ist die scheinbare Bewegung wieder im Gegenuhrzeigersinn von rechts nach links.
=== Verteilung der Sterne am Himmel
Der erdnächste Stern ist die Sonne.
Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,22 Lichtjahren (Lj).
Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius mit einer scheinbaren Helligkeit von -1,46m, gefolgt von etwa 20 Sternen erster Größe.
Die Leuchtkraft des 8,6 Lj entfernten Sirius ist etwa 25-mal stärker als die der Sonne, und über tausendmal schwächer als die von Deneb.
Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören der Milchstraße an.
Sie konzentrieren sich - zusammen mit über 100 Milliarden schwächeren, freiäugig nicht sichtbaren Sternen - in einem Band quer über den Nachthimmel, das die Ebene der Milchstraße markiert.
Sterne erscheinen wegen ihrer riesigen Entfernung nur als Lichtpunkte am Himmel, die bei der Abbildung durch das Auge oder Teleskop zu Beugungsscheibchen verschmieren.
Je größer die Apertur, desto kleiner sind die Beugungsringe (siehe Bild).
Nur die beiden recht nahen Riesensterne Beteigeuze und Mira liegen mit einem scheinbaren Durchmesser von ca. 0,03" an der Auflösungsgrenze des Hubble-Weltraumteleskops und erscheinen dort als unstrukturierte Fläche.
Das Flackern der Sterne, die Szintillation, das meist beim Beobachten mit bloßem Auge sichtbar ist, beruht auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre.
Es hat nichts mit den Leuchteigenschaften der Sterne zu tun.
Mit bloßem Auge sind unter optimalen Bedingungen Sterne der sechsten Größenklasse erkennbar.
Am irdischen Nachthimmel sind dies maximal 5000, d. h., auf der sichtbaren Himmelshälfte rund 2000.
Diese Zahl gilt für völlig klare Luft und sinkt durch die industrielle und städtische Lichtverschmutzung oft auf nur 300-500, in den Stadtzentren sogar auf 50-100 Sterne.
== Vorkommen und Eigenschaften
Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen.
So beruht ein großer Teil des Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird.
Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.
=== Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne
Fast alle Sterne finden sich in Galaxien.
Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet.
Nach Schätzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 1022) Sternen.
Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre bis 200 Millionen Jahre (vgl. Galaktisches Jahr).
Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein.
Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich im Halo von Galaxien befinden.
Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.
Die längste Liste von bekannten Sternen, der Tycho-Katalog, zählt 2.539.913 Sterne (Stand 2015) und listet deren Position, Bewegung und photometrische Information.
Bis zur Magnitude +11,0 hält man den Katalog für 99,9 % vollständig.
Er ist das Ergebnis der Hipparcos-Satellitenmission und deren systematischer Durchmusterung des Himmels.
Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist die Gaia-Satellitenmission.
Dieser Satellit sammelt seit 2013 Daten und soll den bestehenden Datensatz erheblich erweitern.
=== Zustandsgrößen der Sterne
Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren.
Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter.
Dazu zählen:
sowie, je nach Zusammenhang:
Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln.
Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird.
Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden.
Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur die projizierte Komponente v * sin  i {\displaystyle v\cdot \sin i} mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt.
Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen.
Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist.
Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sterne erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen.
Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird.
Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse.
Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu Roten Riesen und enden teilweise als Weiße Zwerge.
Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben.
Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen.
Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 2200 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,1 bis 25 Sonnenradien.
Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte.
Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.
Die Masse von Sternen der Hauptreihe kann durch die Masse-Leuchtkraft-Relation abgeschätzt werden.
Die Eigenbewegung eines Sterns schließlich ist der Geschwindigkeitsvektor in Bezug auf die Position der Sonne.
Typische Eigenbewegungen liegen zwischen 10 und 100 Kilometern pro Sekunde.
Diese ist meist auch eine Eigenschaft der Umgebung des Sterns, d. h. Sterne befinden sich meist in Ruhe in ihrer eigenen Umgebung.
Das rührt daher, dass Sterne in Gruppen aus großen Gaswolken entstehen.
Durch zufällige Prozesse wie beispielsweise Sternbegegnungen in dichten Kugelsternhaufen oder mögliche Supernova-Explosionen in ihrer Umgebung können Sterne überdurchschnittliche Eigengeschwindigkeiten erhalten (so genannte runaway stars oder Hyperschnellläufer).
Die jeweilige Geschwindigkeit geht aber nie über Werte von wenigen hundert Kilometern pro Sekunde hinaus.
Die erste Entdeckung von Sternen, die aufgrund ihrer Eigenbewegung die Milchstraße verlassen werden, wurde in den letzten Jahren gemacht.
Momentan sind elf dieser Sterne bekannt, die großteils durch nahe Begegnungen mit dem Schwarzen Loch im galaktischen Zentrum ihren Impuls bekommen haben.
== Sternentwicklung
=== Entstehung
Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden.
Aber auch heute bilden sich noch Sterne.
Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:
Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme.
Dies wird beschrieben durch die Ursprüngliche Massenfunktion.
Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:
Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen.
Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden.
Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind.
Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung.
Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, sie waren zu massereich und somit zu kurzlebig, um bis heute zu existieren.
Die nächste Generation, Population-II-Sterne genannt, existieren noch heute, man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße, aber auch in Sonnennähe wurden sie nachgewiesen.
Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten.
Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehören dazu.
Man bezeichnet sie als Sterne der Population I.
Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC 3603 im Sternbild Kiel des Schiffs in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren.
Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht.
Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.
=== Hauptreihenphase
Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt.
Je größer die Masse eines Sternes ist, desto kürzer ist seine Brenndauer.
Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff.
Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das Hunderttausendfache oder mehr.
Die Sonne dagegen hat nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer Hauptreihenphase hinter sich gebracht.
Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer.
Da die Roten Zwerge ein Alter von mehreren 10 Milliarden bis hin zu Billionen von Jahren erreichen und das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen auch noch kein einziger die Hauptreihe verlassen können.
Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung.
Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann.
Die folgenden Entwicklungsszenarien beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind.
In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen.
Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer (etwa 90 Prozent ihrer Lebenszeit) auf der Hauptreihe.
Während dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmäßig Wasserstoff zu Helium fusioniert.
Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft.
Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne langsam größer, heißer und heller und bewegen sich in Richtung der Riesensterne.
Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung.
Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält.
Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin.
Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an.
Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre.
Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt.
Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre.
Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin.
So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf.
Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.
=== Spätstadien
==== Letzte Brennphasen
Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren.
Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter.
Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt.
Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus.
Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden.
Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.
==== Nukleosynthese und Metallizität
Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese.
Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen.
Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfangen von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet.
Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem -Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess.
Hierbei steht s für slow und r für rapid.
Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, finden auch Protoneneinfang und Spallation statt.
Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Sterngenerationen entstehen.
Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, umso mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert.
Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert.
Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben.
Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet.
Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität.
Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.
== Doppelsterne
Ein Doppelstern oder Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammenstehen.
Wenn sie gravitativ aneinander gebunden sind, bewegen sie sich periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt.
Man unterscheidet folgende Arten doppelter Sterne bzw. Sternpaare:
== Veränderliche Sterne
Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen, erkennbar in den Lichtkurven.
Man unterscheidet folgende Typen von veränderlichen Sternen:

Klexikon (einfache Sprache):
Sterne sind riesige Körper im Weltall, die aus Wasserstoff und Helium bestehen.
Weil in ihnen ständig Wasserstoff verbrennt, leuchten sie sehr stark.
Manche Sterne haben Planeten, die um sie kreisen.
Unsere Erde ist so ein Planet und unser Stern heißt Sonne.
Während die Sonne für uns sehr hell leuchtet, sind die anderen Sterne im Weltall nur kleine, schwache Lichter am Nachthimmel.
Es gibt im Weltraum so viele Sterne, dass man sie gar nicht zählen kann.
Alle Sterne außer der Sonne sind so weit weg, dass wir sie selbst mit unseren besten Raketen nicht erreichen können.
Das Licht benötigt von der Sonne bis zur Erde acht Minuten.
Der Stern, der uns nach der sonne am nächsten ist heißt Proxima Centauri.
Das Licht braucht von dort bis zu uns schon über 4 Jahre.
Bei anderen Sternen können das sogar Tausende, Millionen oder Milliarden von Jahren sein.
Die Wissenschaft, die sich mit Sternen beschäftigt, heißt Astronomie.
Der Name kommt vom griechischen Wort für Stern.
Astronomen beobachten mit ihren Teleskopen auch andere Himmelskörper wie Planeten und Kometen.
Es gibt kleine Teleskope zum Durchschauen und riesige Teleskope, die das automatisch machen.
Astronomen versuchen dann die vielen Informationen zu verstehen.
== Was passiert auf den Sternen?
Die Energie, die ein Stern braucht um zu leuchten, entsteht wenn Wasserstoff zu Helium wird.
Sterne sind glühend heiß.
Sie können blau, gelb, orange oder rot sein.
Sterne werden viele Millionen Jahre alt.
Sie entstehen aus Gaswolken im Weltall, die sich zu einem Stern zusammenballen.
Ist der ganze Wasserstoff in Helium umgewandelt, verändert sich der Stern.
Große Sterne können dann explodieren und zu einem weißen Zwerg, einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch werden, kleine Sterne schrumpfen wieder zusammen und werden immer kälter und leuchten immer schwächer.
== Wie viele Sterne sieht man am Himmel?
Nicht alles, was wir am nächtlichen Himmel als leuchtenden Punkt sehen ist auch ein Stern.
Weil sie so weit weg sind, sehen wir auch ganze Sternenhaufen nur als einzelnen Lichtpunkt.
Solche Sternenhaufen nennt man auch Galaxie.
Auch Planeten können wir als Leuchtpunkte erkennen.
Im Gegensatz zu Sternen leuchten Planeten aber nicht selber.
Sie leuchten nur, weil das Licht unserer Sonne auf sie fällt.
Bei guter Sicht kann man am Himmel auch ein helles Band sehen: die Milchstraße.
Sie besteht aus besonders vielen Sternen, denn sie gehören zu unserer Galaxie.
In der Milchstraße gibt es neben unserer Sonne noch etwa 100 Milliarden weitere Sterne.
Es gibt unzählig viele solcher Galaxien und jede davon enthält Millionen bis Billionen Sterne.
Wie viele Sterne man mit dem bloßen Auge sehen kann, hängt davon ab wie dunkel es ist und wie sauber die Luft ist.
In Städten gibt es viel Licht durch Straßenlampen, Autos und Häuser und die Luft ist voll mit Abgasen.
In Wüsten oder auf hohen Bergen kann man hingegen 3.000 bis 6.000 Sterne sehen.
Mit Teleskopen und Kameras kann man Sterne sehen, die noch weiter weg und noch schwächer sind.
== Warum können Sterne für die Menschen nützlich sein?
Schon immer haben Menschen in den Himmel geschaut und versucht, zu erklären, was sie sehen.
Bei den alten Griechen meinte jemand zum Beispiel, dass die Sterne aus Feuer bestehen.
Einige Sterne scheinen näher beieinander zu stehen.
Wenn man sie mit Linien verbindet, scheint man Dinge zu erkennen.
So hat man begonnen, Sternbilder zu sehen.
Früher haben viele Menschen geglaubt, die Sterne seien von den Göttern gemacht.
Außerdem könne man an den Sternen die Zukunft ablesen.
Oder die Sterne beeinflussen das Leben auf der Erde.
Das ist allerdings nicht richtig, die Sterne sind viel zu weit weg, als dass sie etwas auf der Erde verändern könnten.
Anders ist das mit der Sonne.
Sie Liefert uns Licht und Wärme, Tag und Nacht und die Jahreszeiten.
Aber die Sterne sind schon früh wichtig gewesen, um den Weg auf der Erde zu finden.
Nur so konnten sich die Seeleute auf dem Meer orientieren.
Schaut man von der Erde nachts den Himmel, so scheinen die Sterne fest am Himmel zu stehen.
Darum nennt man sie Fixsterne.
Beobachtet man sie eine ganze Nacht lang, dann denkt man: Alle Sterne ziehen gemeinsam über den Himmel.
In Wirklichkeit dreht sich die Erde unter ihnen.
Die Sterne drehen sich von der Erde aus gesehen im Norden und im Süden jeweils um eine bestimmte Stelle, die sogenannten "Himmelspole".
Auf der Nordhalbkugel steht dort zufällig ein gut sichtbarer Stern, der Polarstern.
Wenn man diesen gefunden hat, weiß man also, wo Norden ist.
Welche Sterne man sieht, hängt auch von der Jahreszeit ab.
Dadurch haben die Sterne geholfen, als man die ersten Kalender machte.