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Ein Stern ist eine mehr oder weniger kugelförmige Gasansammlung, die in ihrem Zentrum genügend hohe Temperaturen und einen genügend hohen Druck aufweist, um eine Kernfusion über eine längere Zeit aufrecht zu erhalten.
Siehe auch: Ein Grundlagenartikel ueber Sterne
.
Sterne gibt es in allen Farben und Grössen (Helligkeiten): Ihre Klassifikation leitet sich vor allem aus dem Hertzsprung-Russel-Diagramm
ab. Auf diesem Diagramm lassen sich verschiedene "Äste" bestimmen, auf denen die verschiedenen Sterne zu liegen kommen, etwa die Hauptreihenstern
e, die Unterriesenstern
e, die Riesenstern
e, die Superriesenstern
e und die Weissen Zwerge
.
Die Leuchtkraft eines Sterns berechnet sich aus seiner Masse:
Leuchtkraft (Stern) = (Masse (Stern) / Masse (Sonne^3.5 * Leuchtkraft (Sonne).
Ein Stern mit der doppelten Masse der Sonne leuchtet damit rund 11 mal heller. Ein Stern mit 20 Sonnenmassen hingegen strahlt fast 36 000 mal heller als die Sonne.
Ein Stern befindet sich stets im Gleichgewicht zwischen zwei Kräften: einerseits der Gravitationskraft, aufgrund der er sich zusammenziehen würde, anderseits dem vom Zentrum her wirkenden Strahlungsdruck, aufgrund dessen er sich ausdehnen würde. Zusammen sorgen diese Kräfte, falls sie im Gleichgewicht sind, für eine Stabilisierung des Sterns.
Je mehr Masse ein Stern hat, desto heisser ist es in seinem Innern, und desto höher ist der Druck im Zentrum. Mit zunehmendem Druck können immer schwerere Elemente fusioniert (sogenannte Kernfusion
) werden. In allen Sternen wird Wasserstoff
unter Abgabe von Strahlung zu Helium
verschmolzen ("fusioniert"). Mit der Zeit reichert sich dadurch immer mehr "Heliumasche" im Zentrum des Sterns an. Bei massiven Sternen kann diese weiter zu Kohlenstoff, Sauerstoff und weiteren schweren Elmenten fusioniert werden, bei kleineren Sternen wie der Sonne ist dies nicht der Fall - die Heliumasche reichert sich im Kern an.
Je mehr Masse, desto grösser ist auch die Graviationskraft, die ihn zusammenzieht: um diese Kraft auszugleichen, müssen schwere Sterne ihren Vorrat an Wasserstoff schneller und heisser verbrennen als kleine, leichte Sterne. Die Lebensdauer eines Sterns hängt damit von seiner Masse ab. In Formeln ausgedrückt:
Lebensdauer (Stern) = 1 / Masse (Stern) / Masse (Sonne^2.5) * Lebensdauer (Sonne).
Ein Stern mit 2 Sonnenmassen lebt also nur rund 0.17 mal so lange wie die Sonne - etwa 2.2 Milliarden Jahre. Ein Stern mit der 20fachen Sonnenmasse lebt aber nur gerade 7 Millionen (!) Jahre, bevor sein Brennstoff verbraucht ist.
Wenn sich im Kern des Sterns am Ende seines Lebens als "normaler" Stern genügend Heliumasche (oder welches Element auch immer als letztes in seinem Kern entsteht) angesammelt hat, stimmt der Haushalt zwischen den beiden dominierenden Kräften nicht mehr - der Stern würde jetzt kollabieren. Dies führt jedoch zu einer Erhöhung des Drucks im Kern, so dass die Kernfusion noch einmal eine Chance bekommt: Die Heliumasche beginnt nun zu "fusionieren". Der Stern dehnt sich dabei aus und wird zu einem Roten Riesen
. Dies führt schliesslich zu einem oder mehreren sogenannten Helium-Flash
s oder auch "Heliumbrennen" - die dabei freigesetzte Energie ist gross genug, um kleine Sterne (wie die Sonne) zu zerstören: ihre äusseren Hüllen werden von den hohen Temperaturen im Sterninnern auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt und damit abgeworfen: dieses Phänomen nennt man eine Nova
. Wird der Stern jedoch nicht nicht zerstört, weil seine Masse zu gross ist, um die Hüllen abzuwerfen, werden immer schwerere Elemente fusioniert - schliesslich entsteht Eisen
, dessen Fusion erstmals weniger Energie freisetzt, als in die Fusion selbst hinein gesteckt werden muss. Damit hat das Gleichgewicht keine Chance mehr, den Stern zu stabilisieren: unter seiner eigenen Gravitation kollabiert er. Das Aufprallen der äusseren Sternhüllen auf den Eisenkern des Sterns führt zu einer gewaltigen Explosion: nach Aussen wird der Stern in einer Supernova
zerfetzt. Nach Innen wird der Kern kompaktiert und zu einem Neutronenstern
oder gar zu einem Schwarzen Loch
umgebildet. Die abgeworfenen Hüllen des Sterns verteilen sich - angereichert mit schweren Elementen - im Raum und bilden farbenprächtige Nebel.