Sternarten

Es gibt verschiedene Sternarten. Man kann sie nach Alter, Farbe, Masse usw. einteilen. Hier habe ich einige Grundbegriffe von Sternarten zusammengestellt.

Hauptreihenstern

Hauptreihensterne sind Sterne im normalen Lebensalter, bei denen die Fusion von Wasserstoff in Helium stattfindet und die sich in einem stabilen Zustand befinden. Zu ihnen gehört z. B. die Sonne.

Unterzwerg

Unterzwerge sind Sterne, die knapp unterhalb der Hauptreihe liegen und daher etwas lichtschwächer sind als normale Hauptreihensterne. Sie haben die Leuchtkraftklasse VI.

Die kühlen Unterzwerge haben die Spektralklassen G, K und M. Sie sind recht arm an höheren Elementen als Helium. Diese Sterne kommen recht oft in den Außenbereichen der Milchstraße (Halo) vor und gehören zur sogenannten Population II.

Die heißen Unterzwerge haben die Spektralklassen O und B und leuchten bläulich. Sie sind heißer als 10.000 Grad und ihre wahre Natur ist noch nicht ganz geklärt. Es wird vermutet, daß es sich um Sterne handelt, die sich in der Heliumfusion befinden, ähnlich wie die roten Riesen, allerdings ihre äußere Gashülle komplett verloren haben.

Brauner Zwerg

Ein Brauner Zwerg ist ein Mittelding zwischen Stern und Planet. Liegt die Anfangsmasse eines entstehenden Sterns unter 0,1 Sonnenmassen, erreicht die Kerntemperatur des neuen Sterns nicht diejenige die erforderlich ist, um die Wasserstofffusion zu zünden. Stattdessen werden nur schwache Fusionsprozesse eingeleitet, die sogenannte Lithiumfusion und die Deuteriumfusion. Das Ergebnis ist ein Brauner Zwerg, der schwach in einem roten Licht glimmt.

Roter Zwerg

Ein Roter Zwerg ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse K oder M. Rote Zwerge haben nur 0,08 bis 0,6 Sonnenmassen und sind erheblich kleiner wie unsere Sonne. Sie strahlen Licht überwiegend im roten und infraroten Bereich ab und leuchten daher rot. Allerdings gibt es keinen roten Zwerg, den man mit bloßem Auge am Himmel sehen kann, da ihre wahre Leuchtkraft nur sehr gering ist. Die Oberflächentemperaturen der roten Zwerge liegen zwischen 2.200 und 3.800 Grad.

Da die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bei den roten Zwergen nur langsam stattfindet, haben sie eine sehr hohe Lebensdauer von 20 Milliarden bis 1 Billion Jahre. Da sie so lange leben, und immer wieder welche neu entstehen, ist ihre Anzahl groß. Etwa 70 Prozent aller Sterne unserer Milchstraße sind vermutlich rote Zwerge. Wegen ihrer geringen Helligkeit sind sie aber schwer und nur in Sonnennähe zu beobachten. Auf einigen roten Zwergen kommt es in unregelmäßigen Zeitabständen zu starken Strahlungsausbrüchen, sogenannten Flares.

Rote Zwerge werden an ihrem Lebensende nicht zu Roten Riesen. Wegen ihrer geringen Masse kann bei ihnen nicht die Fusion des Heliums einsetzen. Sattdessen werden aus ihnen nach heutiger Sicht weiße Zwerge, die sehr langsam zu Schwarzen Zwergen erkalten.

Gelber Zwerg

Ein gelber Zwerg ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G und einer Oberflächentemperatur von etwa 5.500 und Grad C. Die Sonne ist z. B. ein solcher gelber Zwergstern. Gelbe Zwerge haben etwa zwischen 0,8 und 1,2 Sonnenmassen.

Unterriese

Als Unterriese bezeichnet man kleinere Riesensterne mit der Leuchtkraftklasse IV. Im Hertzsprung-Russell Diagramm liegen sie zwischen den Hauptreihensternen und dem Riesenast rechts oben.

Blauer Riese

Ein blauer Riese ist ein massereicher Hauptreihenstern, der die Spektralklasse O oder B hat und damit deutlich bläulich leuchtet. Blaue Riesen befinden sich im normalen Lebensalter und wandeln durch Kernfusion Wasserstoff in Helium um. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 10.000 und 50.000 Grad, je nach Spektralklasse.

Blaue Riesen sind also sehr heiße und leuchtkräftige Sterne. Ihr meistes Licht strahlen sie daher im Ultraviolettbereich ab.

Blaue Riesen gehen aufgrund ihrer hohen Masse sehr verschwenderisch mit ihrem Wasserstoffvorrat um und leben daher deutlich kürzer wie 1 Milliarde Jahre. Ist der Wasserstoffvorrat verbraucht, werden sie zunächst zu gelbe und dann zu roten Riesen.

Beispiel für einen blauen Riesen ist der Stern Rigel im Sternbild Orion.

Gelber Riese

Wenn der Kernbrennstoff (Wasserstoff) eines Sterns an seinem Lebensende erschöpft ist, dehnt er langsam seine äußeren Schichten aus, wobei diese sich abkühlen und die Dichte geringer wird. Der Stern verläßt die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell Diagramm und wandert auf den sogenannten Riesenast. Bevor der Stern aber zu einem roten Riesen wird, gibt es das Zwischenstadium des gelben Riesen.

Gelbe Riesen haben die Spektralklassen F und G. Sie haben zwar eine ähnliche Oberflächentemperatur und Farbe wie die Sonne, sind aber deutlich größer wie diese. Gelbe Riesen gehen aus massereicheren Sternen wie die Sonne, z. B. aus blauen Riesen hervor. Sie entwickeln sich nach und nach weiter zu roten Riesen.

Ein sehr gutes Beispiel für einen gelben Riesen ist der Stern Capella.

Roter Riese

Wenn der Kernbrennstoff eines Sterns (Wasserstoff) an seinem Lebensende erschöpft ist, dehnt er seine äußeren Schichten langsam aus, wobei sie sich abkühlen und die Dichte geringer wird. Der Stern bläht sich zu einem roten Riesen auf. Auch unsere Sonne wird das in einigen Milliarden Jahren tun. Sie wird sich dann vermutlich bis zur Erdbahn ausdehnen.

Rote Riesen haben die Spektralklassen K und M und leuchten orange bis rötlich. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 2.000 und 3.500 Grad. Aufgrund der geringen Temperatur haben rote Riesen im sichtbaren Licht eine geringere Abstrahlung. Da sie aber eine enorm große Oberfläche haben, strahlen sie sehr viel Licht ab und sind daher sehr hell. Im Hertzsprung-Russell Diagramm liegen die roten Riesen rechts oben, auf dem sogenannten Riesenast.

Roter Überriese

Als roten Überriesen bezeichnet man einen roten Riesenstern, der sehr groß und massereich ist. Rote Überriesen haben die Leuchtkraftklasse I. Sie sind das Lebendende deutlich massereicherer Sterne als die Sonne. In ihrem Innern werden noch schwerere Elemente als Helium erzeugt. Ihr Kern wird immer heißer, der Gasdruck im Innern steigt an und dehnt die äußeren Schichten weit aus. Rote Überriesen würden, an die Stelle unserer Sonne gesetzt, bis etwa zur Mars- oder Jupiterbahn hinausreichen. Im Hertzsprung-Russell Diagramm liegen die roten Überriesen rechts oben über den normalen roten Riesen.

Hyperriese

Ein Hyperriese ist eine sehr seltene Klasse von Sternen, von denen man heute nur wenige kennt. Hyperriesen haben eine gewaltige Größe, Masse und Leuchtkraft. Sie haben die Leuchtkraftklasse 0, bis zu 100mal mehr Masse wie die Sonne und sind die massivsten Sterne die man kennt. Ihre Leuchtkraft ist einige 100.000mal bis einige Millionenmal höher als die der Sonne! Ihre Oberflächentemperaturen schwanken dagegen in einem Bereich von 3.500 bis 30.000 Grad. Diese Sterne leben nur 1 bis 2 Millionen Jahre und sind im Innern auch nicht richtig stabil.

Ein Beispiel für einen Hyperriesen ist Rho Cassiopeiae. Es ist ein gelber Hyperriese in einer Entfernung von 10.000 Lichtjahren.

Weißer Zwerg

Ein weißer Zwerg ist ein kleiner Stern, der trotz seiner hohen Oberflächentemperatur, die zwischen 8.000 und 50.000 Grad liegen kann, nur eine geringe Leuchtkraft besitzt. Ihre Leuchtkraftklasse beträgt VII.

Weiße Zwerge haben in etwa die Größe der Erde. Da sie wegen ihrer Kleinheit nur eine geringe Oberfläche besitzen, die Licht abstrahlt, haben sie trotz ihrer hohen Temperatur nur eine geringe Leuchtkraft. Die Farbe des Lichtes ist meist weiß. Im Hertzsprung-Russell Diagramm befinden sich die weißen Zwerge links unten, also nicht auf der Hauptreihe.

Die Spektralklassen weißer Zwerge werden oft anders bezeichnet, als die der Sterne. Sie beginnen mit dem Buchstaben D, was für den Materiezustand "degenerate" oder "dwarf" (Zwerg) steht. Der nächste Buchstabe bezeichnet die Spektralklasse, z. B. O, B oder A gefolgt von der Unterklasse (0 bis 9). So hat der Begleiter von Sirius, ein weißer Zwerg, die Spektralklasse DA2.

Ein weißer Zwerg ist das Endstadium eines massearmen Sterns, zu denen auch die Sonne gehört. Ein solcher massearmer Stern wird am Ende seines Lebens zunächst ein roter Riese. Später gibt dieser rote Riese nach und nach seine äußeren Schichten an das Weltall ab, und zurück bleibt ein sehr kleiner komprimierter Kern - eben ein weißer Zwerg. Die Dichte dieses weißen Zwerges ist sehr hoch. Ein würfelzuckergroßes Stück aus dem Innern eines weißen Zwerges würde auf der Erde etwa 1 Tonne wiegen!

Damit ein weißer Zwerg entstehen kann, darf die Masse des Sternkerns die sogenannte Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nicht überschreiten. Andernfalls würde ein Neutronenstern entstehen.

Neutronenstern

Ein Neutronenstern ist der Überrest eines massiven Sterns nach seinem Lebensende. Hat der zurückbleibende Kern im Innern eines Sterns mehr als 1,44 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze), entsteht kein weißer Zwerg, sondern ein Neutronenstern.

Ein Neutronenstern hat eine Größe von einigen 10 Kilometern, aber mehr als das 1,44fache der Masse der Sonne! Daraus ergibt sich seine unvorstellbar hohe Dichte, die bei einigen Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter liegt! Ein würfelzuckergroßes Stück Materie aus einem Neutronenstern würde auf der Erde soviel wiegen wie 3.000 Flugzeugträger übereinandergestapelt! Die Kerne der einzelnen Atome der Materie sind in einem Neutronenstern praktisch dicht an dicht gepackt, also ohne Leerräume dazwischen. Man spricht auch von entarteter Materie.

Damit solche extrem dichten Körper wie Neutronensterne überhaupt stabil sind, müssen sie sehr schnell rotieren. Sie drehen sich in einer Sekunde mehrere Male um sich selbst. Die höchste heute bekannte Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns liegt bei über 700 Umdrehungen pro Sekunde!

Neutronensterne haben sehr starke Magnetfelder. Von den Magnetpolen eines Neutronensterns geht eine starke Radiostrahlung aus. Oft stimmt die Lage der Magnetpole nicht mit der Rotationsachse überein. In diesem Fall wird zweimal pro Umdrehung ein Radioimpuls gebündelt ins All gesendet. Man bezeichnet Neutronensterne daher auch als Pulsare.

Ein bekannter Neutronenstern befindet sich im Sternbild Stier, mitten im Krebsnebel M1. Dieser ist der Rest einer Supernovaexplosion, die man im Jahr 1054 als sehr hellen Stern an dieser Stelle sehen konnte.