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Sterne

Einige Sterne

Ein Stern (lat. stella) ist eine ferne Sonne, sterne sind also ebenfals Sonne ebenfalls ein Stern. Es sind riesige, selbstleuchtende Gaskugeln, die vor allem aus Wasserstoff und Hellium bestehen. Für Betrachter sind es punktförmige Lichtpunkte am Nachthimmel, von denen 5500 für für das menschliche Auge bei klarer Sicht sichtbar sind.

Die Energie für ihre Leuchtkraft beziehen Sterne aus der Kernfussion, die im inneren eines Sterns abläuft. Bei diesem Prozess wird der Wasserstoff in Hellium umgesetzt, wodurch Licht und enorme Energie frei wird, die den Stern zum leuchten bringt.

  • Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weisse zwerge mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die Weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze zwerge.
  • Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten riesen mit Durchmessern von typischerweise dem Hundertfachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden einen planetariscer nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weissen zwerge wie oben beschrieben.
  • Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine supernova-Explosion und werden ebenfalls zu Weißen Zwergen.
  • Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um η Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist:

Es gibt Sterne in verschiedenen Größenklasen, Farben, helligkeiten, und Temperaturen, die man in sogenannte Spektralklassen einteilt. Besonders deutlich wird dies mit Hilfe des herzsprung-russel-diagramm, mit dem man sehen kann in welcher Lebensphase sich ein Stern befindet und die Sternentwicklung nachvollziehen kann.

Sterne konnen verschiedene farben habe.es gibt bläuliche sterne, sie sind bis zu mehreren zentausen grad heisst.mittelheisse sterne sind gelblich und werden rund 6000 heiss, dazu gehort auch die sonne.dann gibt es noch rötliche sterne.sie sind kuhler und werden nur 3000 bis 4000 grad heiss.

Bekannte SterneBearbeiten