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Sie sind der Anfang der Faszination der Astronomie: Die Sterne. Doch was ist ein Stern eigentlich? Wie funktionieren Sterne? Wo befinden sie sich, wie verläuft ein Sternleben, welche Arten und Farben von Sternen gibt es? Und wie sieht es denn eigentlich mit der Sonne aus?
Wenn wir in einer klaren Nacht zum Himmel blicken, sehen wir unter günstigen Bedingungen tausende von Stern
en. Etwa 5500 kann das menschliche Auge in einer klaren Nacht ohne Hilfsmittel erkennen. Wenn wir uns mit Astronomie und Planet
en befassen, kommt früher oder später unweigerlich die Frage: "Was ist eigentlich ein Stern?" Über Jahrtausende haben Menschen sich diese Frage gestellt, und erst heute (etwa seit den letzten hundert Jahren) können wir sagen, dass wir eine gute Vorstellung davon haben, was Sterne sind.
Um es kurz zu machen: Ein Stern ist eine ferne Sonne - und unsere Sonne ist ein Stern. Sterne sind riesige Kugeln aus Gas, und es gibt sie in ganz verschiedenen Grössen, Helligkeiten und Temperaturen. Sterne haben ganz unterschiedliche Lebenszeiten, wie wir noch sehen werden.
Warum ein Stern strahlt
Ein Stern ist, wie schon gesagt, eine riesige Kugel aus Gas. Das Gas setzt sich hauptsächlich aus Wasserstoff
und Helium
zusammen. Die Gasteilchen (Atome) haben eine bestimmte Masse, und sie ziehen sich gegenseitig an. Sind genügend Gasteilchen vorhanden, zieht sich das Gas unter seinem eigenen Gewicht zusammen und bildet eine Kugel. Diese Kugel würde nun eigentlich unter ihrem eigenen Gebwicht immer weiter schrumpfen - wenn es nicht einen Effekt gäbe, der diesem Schrumpfen entgegen wirken würde.
Im Zentrum einer solchen Kugel herrscht ein gewaltiger Druck - die Kugel wird schliesslich von allen Seiten her unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen gedrückt. Das führt dazu, dass die Wasserstoff- und Heliumatome aufgrund des Druckes immer näher zusammen rücken müssen. Da sich die Teilchen bewegen, sind Kollisionen zwischen ihnen unvermeidlich. Wenn der Druck einen bestimmten Wert erreicht, sind diese Kollisionen zwischen den Atomen so heftig, dass die Kerne der Atome miteinander verschmelzen und ein neues Atom bilden. Diesen Vorgang nennt man Kernfusion
, eben weil die Kerne der Atome dabei miteinander verschmelzen (fusionieren). Am besten funktioniert die Kernfusion zwischen Wasserstoffatomen (weil es so viel Wasserstoff gibt). Vier Wasserstoffatome verschmelzen dabei zu einem Heliumatom. Bei dieser Verschmelzung wird aber Energie in Form von hochenergetischen Strahlen frei. Die unzähligen Wasserstoffatome, die nun im Zentrum der Gaskugel miteinander kollidieren und verschmelzen, sorgen dafür, dass riesige Mengen von Energie freigesetzt werden. Diese Energie sorgt für eine gewaltige Menge an Wärme im Zentrum der Gaskugel (im Zentrum der Sonne herrschen heute schätzungsweise 10 bis 15 Millionen Grad Celsius!). Diese Wärme strahlt von der Mitte weg, was einen nach aussen gerichteten Druck erzeugt, den sogenannten Strahlungsdruck.
Nun haben wir zwei wichtige Kräfte: Einerseits möchte sich die Kugel unter ihrem eigenen Gewicht immer weiter zusammen ziehen (Gravitationsdruck), anderseits drückt der Strahlungsdruck nach aussen. Wenn die Gaskugel immer stärker schrumpft, ist irgendwann ein Punkt erreicht, in dem sich der Strahlungsdruck nach aussen und der Gravitationsdruck nach innen genau die Waage halten - ein Gleichgewicht ist erreicht, und der Stern schrumpft nicht mehr weiter.
Woher Sterne kommen
Sterne werden in den gewaltigen interstellaren Molekülwolken
geboren. Diese Wolken enthalten riesige Mengen von Wasserstoff und sind oft viele Lichtjahr
e gross. In ihrem Inneren entstehen neue Sternsysteme, in dem sich Teile der Wolke zusammenziehen und zu Sternen verdichten. Während des Zusammenziehens beginnt die Wolke zu rotieren - und bildet irgendwann eine Staubscheibe um den entstehenden Stern. Der Stern im Zentrum strahlt erst nur durch die gewaltige Wärme, die ihm aus der Wolke zugeführt wird - er hat in diesem Stadium noch nicht genügend Masse, um die Kernfusion zu zünden. In der Staubscheibe, die ihn umgibt, kommt es bereits zur Bildung der ersten grösseren Staubteilchen, aus denen später dann die Planeten hervorgehen werden. Irgendwann ist der Druck hoch genug - und der Stern "zündet". Der Sternwind, der nun von ihm ausgeht (wie bei unserer Sonne der Sonnenwind
), bläst den Rest der Staubscheibe, die sich noch nicht zu Planeten gesammelt hat, weg - ein neues Sternsystem ist entstanden.
Ein Stern kommt selten allein
Knapp die Hälfte aller Sterne, die wir am Nachthimmel beobachten können, sind in Wirklichkeit Doppel- oder gar Mehrfachsterne
. Das heisst, in diesen fernen Sternsystemen gibt es mehr als einen Stern (am Himmel eines Planeten in diesem System gäbe es zwei Sonnen). Die beiden Sterne umkreisen sich, manchmal brauchen sie viele Jahre dafür. Es gibt sogar Dreifach-, Vierfach, ja bis zu Achtfachsternsysteme. Diese komplizierten Systeme sind meistens so aufgebaut, dass sich jeweils zwei Sterne umkreisen und ihrerseits dann wieder um das nächste Paar kreisen etc.
Lange Zeit glaubte man, dass in Mehrfachsystemen keine Planeten möglich wären - seit der Entdeckung von Exoplanet
en in vielen Sternsystemen muss diese Ansicht jedoch wieder verworfen werden. So lange die Sterne im Schnitt mehr als vier mal so weit von ihrem Begleitstern
entfernt sind als der Planet, so zeigen es Berechnungen, sollte ein Planet problemlos in einem solchen Sternsystem existieren können.
Verschiedene Grössen und Farben
gibt es in allen Farben und Grössen. Ihre Farbe hängt davon ab, wie heiss sie sind: Sehr heisse Sterne sind blau und weiss, kühlere Sterne wie die Sonne haben Farben, die langsam ins blasse Orange übergehen. Der Grund für diese Färbung ist in der unterschiedlichen Oberflächentemperatur der Sterne zu suchen. Bei einigen besonders hellen Sternen kann die Farbe gut von Auge am Nachthimmel ausgemacht werden (die meisten leuchtschwachen Sterne hingegen erscheinen weiss: das liegt daran, dass das Auge Farben erst erkennen kann, wenn das Licht hell genug ist).
Um sich besser zu orientieren, haben die Astrophysiker die Sterne in verschiedene "Klassen" eingeteilt, die man auch "Spektralklasse
n" nennt. Sie heissen: O (blau), B (blau-weiss), A (weiss), F (weiss-gelb), G (gelb), K (orange), M (rot), L (dunkelrot), T (nur Infrarotstrahlung). Neben dieser Einteilung könnte man die Sterne auch nach ihrer Helligkeit einteilen: Beide Einteilungen werden auf dem sogenannten "Hertzsprung-Russel-Diagramm
" (oder HR-Diagramm) einbezogen, das nach den Astrophysikern Hertzsprung und Russel benannt ist. Darauf sieht man, dass sich die meisten Sterne in unserer Milchstrasse
auf einer Linie oder Reihe befinden: Die sogenannte "Hauptreihe
". Wenn sich ein Stern auf der Hauptreihe befindet, ist er "mitten im Leben". Nur am Anfang, wenn der Stern entsteht, und am Ende, wenn er stirbt, verlässt er die Hauptreihe. Neben der Hauptreihe gibt es auch noch andere Reihen von Sternen, etwa die Reihe der Riesenstern
e und der Ueberriesenstern
e.
Wenn ein Stern stirbt
Wir erinnern uns, dass ein Stern nur existieren und Strahlen kann, weil in seinem Innern ein Gleichgeweicht von Strahlungsdruck und Gravitationsdruck herrscht. Wenn der Stern riesig gross ist, dann ist der Gravitationsdruck auch entsprechend grösser - folglich muss der Strahlungsdruck dort noch viel grösser als bei der Sonne sein. Um einen so hohen Strahlungsdruck aufrecht zu halten, muss ein riesiger Stern sehr verschwenderisch mit seinem Vorrat an Wasserstoff umgehen. Deshalb geht grossen Sternen innert weniger Millionen Jahre (sehr wenig für ein Sternleben!) der Brennstoff aus. Auch in unserer Sonne wird in etwa 6,7 Milliarden Jahren (6 700 000 000 Jahre) der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht sein.
Was geschieht dann? Da nun kein Wasserstoff mehr zu Helium "fusioniert" werden kann, würde der Strahlungsdruck eigentlich abnehmen und der Stern müsste sich zusammenziehen. Aber genau das Gegenteil passiert: Der Stern dehnt sich immer mehr und mehr aus. Warum? Wenn der Strahlungsdruck abnimmt, schrumpft der Stern zuerst zwar ein bisschen, aber dies führt dazu, dass der Druck und die Temperatur in seinem Inneren sehr schnell zu steigen beginnen. Nun ist der Druck und die Temperatur so hoch, dass die Helium-Atome anfangen, miteinander zu verschmelzen. Dabei entstehen andere, schwerere Atome, wie Kohlenstoff
und Sauerstoff
. Dies setzt nun gewaltige Mengen an Energie frei, viel mehr noch als die Fusion von Wasserstoff vorher. Die äusseren äusseren Hüllen des Sterns werden regelrecht weggefetzt und bilden einen farbigen Nebel. Dies nennt man eine "Nova
" - abgeleitet vom Wort "nova stella", "Neuer Stern", den die Astronomen früherer Zeiten am Himmel zu erkennen glaubten, wenn ein solcher sterbender Stern in seinen letzten Stunden noch einmal hell aufflackerte.
Der Rest des Sterns, der "Kern", zieht sich danach zusammen und bildet einen "Weissen Zwerg
", der zu einem grossen Teil aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Ein Weisser Zwerg ist ein Stern, der nur noch so gross ist wie die Erde, aber so schwer wie die Sonne. Er strahlt jede Menge tödliche Röntgenstrahlen
ab, und kühlt langsam aus, bis er nach vielen Milliarden Jahren zu einem "Schwarzen Zwerg
" wird. Allerdings dauert dies so lange, dass es heute im Universum noch keinen einzigen "Schwarzen Zwerg" gibt.
Wenn der Stern grösser ist (etwa 8 Sonnenmassen), dann ist sein Gravitationsdruck so gross, dass er durch den hohen Strahlungsdruck, der bei der Fusionierung von Helium zu Sauerstoff und Kohlenstoff nicht zerfetzt wird. Seine Gravitation hält ihn zusammen und führt dazu, dass immer noch mehr, noch schwerere Elemente entstehen, bis schliesslich Eisen
entsteht. Die Fusionierung von Atomen, die schwerer als Eisen sind, verbraucht aber erstmals mehr Energie, als dabei entsteht, und deshalb fällt der Strahlungsdruck im Kern des Sterns plötzlich ab, wenn alle Atome im Kern zu Eisen umgewandelt wurden. Ohne den Strahlungsdruck beginnt sich der riesige Stern sofort zusammen zu ziehen. Die ganze Masse des Stern kracht mit einer gewaltigen Geschwindigkeit und Wucht auf den Eisen-Kern - es gibt eine gewaltige Explosion, bei der alles ausser dem Kern ins All gefeuert wird. Diese Explosion nennt man eine "Supernova
". Sie sind so selten, dass man nur etwa alle 300 Jahre von der Erde aus eine sehen kann.
Nach der Explosion treibt der Kern ohne Hüllen im All. Da in ihm kein Strahlungsdruck mehr herrscht, zieht er sich zusammen, und was aus ihm wird, das entscheidet sich daran, wie schwer der Kern nach dieser gewaltigen Explosion noch ist.
Wenn der Kern, der nach dem Abstossen der Hüllen zurückbleibt, schwerer als 1.4 Sonnenmassen ist, dann wird der Gravitationsdruck derart hoch, dass beim Zusammenziehen des Kerns die Elektron
en in die Proton
en der Atomkern
e hinein gedrückt werden: Es entstehen Neutron
en, und das Zusammenziehen geht so lange weiter, bis sich alle Atome des Kerns in Neutronen umgewandelt haben: Dies nennt man einen "Neutronenstern
". Er hat nur noch einen Durchmesser von 20 km, aber noch immer über 1.4 mal die Masse der Sonne!
Ist der entstandene Kern aber schwerer als 3 Sonnenmassen, ist der Gravitationsdruck so stark, dass nichts ihn aufhalten kann - der Kern stürzt immer kleiner und kleiner zusammen, bis er am Schluss zu einem "Schwarzen Loch
" geworden ist. Das ist ein Objekt, das so klein ist und so viel Masse hat, das nichts ihm entkommen kann, nicht einmal das Licht (das sich sonst ja mit 300 000 km/s bewegt). Solche Schwarzen Löcher sind deswegen auch unsichtbar - man kann sie nur durch die Gravitationswirkung, die sie auf ihre Umgebung ausüben, entdecken, etwa wenn ein Stern wie wild um einen an sich dunklen Ort kreist. Einige Schwarze Löcher saugen Gas von einem anderen Stern in ihrem System ab - dieses Gas kann dann sehr hell leuchten und Röntgenstrahlen aussenden, die man dann auf der Erde messen kann.
Wie viele Sterne gibt es?
Es gibt unglaublich viele Sterne: am Nachthimmel der Erde sind unter guten Bedingungen von Auge etwa 5500 zu sehen, mit einem Feldstecher oder gar einem Teleskop werden es schnell viel mehr. In unserer Milchstrasse (der Galaxie, in der wir leben) gibt es bis zu 400 Milliarden Sterne! Und die Milchstrasse ist bloss eine unter vielen Galaxien im Universum. Man schätzt die Gesamtzahl der Galaxien im sichtbaren Universum auf rund 100 Milliarden - das wären dann rund 20'000 Milliarden Milliarden oder 20 Trilliarden Sterne...
Ist die Sonne ein grosser oder ein kleiner Stern?
Entgegen allem, was in der Regel über die Sonne erzählt wird, ist sie überhaupt kein kleiner, unbedeutender Stern: Die Sonne gehört zu den grösseren Sternen in unserer Milchstrasse: Sie ist grösser als 95% aller Sterne in der Milchstrasse! Natürlich gibt es Sterne, die grösser sind als die Sonne: Diese Sterne sind so gross, dass man sie auch über riesige Entfernungen immer noch gut erkennen kann. Die meisten Sterne, die wir am Nachthimmel erkennen kann, sind deshalb Sterne, die wesentlich grösser sind als die Sonne. Die unzähligen kleinen Sterne leuchten viel zu schwach, als dass wir sie von Auge sehen könnten. Die grössten Sterne sind etwa 20 bis 100 Mal so schwer wie die Sonne, die kleinsten haben nur etwa 8% der Sonnenmasse. Darunter (das heisst, bei einem "Stern", der leichter ist als 8% der Sonnenmasse) wird der Druck der Gravitation im Kern des "Sternes" niemals so gross, dass Wasserstoff fusionieren kann - der "Stern" beginnt gar nie zu leuchten. Er ähnelt nun eher einem grossen Gasplaneten. Diese seltsamen Mischformen zwischen Sternen und Planeten nennt man "Braune Zwerge
". Braune Zwerge sind nicht braun, das Wort wurde erfunden, um die Mitte zwischen "Rot" (die Farbe der kleinsten Sterne) und "Schwarz" (de Farbe der Planeten, die ja nicht aus eigener Kraft leuchten können und deshalb, wenn keine Sonne in der Nähe scheinen würde, schwarz wären) anzudeuten.