Zustandsgrößen

Unter Zustandsgrößen der Sterne versteht man Eigenschaften wie Masse, Leuchtkraft, Temperatur oder Spektralklasse.

Temperatur

Schon mit dem bloßem Auge kann man unterschiedliche Farben bei den Sternen erkennen. Einige leuchten z. B. blauweiß, andere eher gelblich und wieder andere deutlich orange oder rötlich. Die Farbskala reicht von blau über weiß, gelb, orange und rot. Sieht man einen Schmied zu, wie er ein heißes Stück Eisen aus dem Ofen holt, kommt es beim Abkühlen des Eisens ebenfalls zu dieser Farbfolge: Zuerst ist es weißglühend, dann wird es gelb, orange, rot und schließlich immer dunkler. Die Schlußfolgerung ist damit nicht mehr schwer: Die Farbskala ist eine Temperaturskala!

Je weißer oder blauer ein Stern leuchtet, desto heißer ist er und je rötlicher er leuchtet, desto kälter ist er. Blaue Sterne haben Oberflächentemperaturen zwischen 10.000 und 50.000 Grad, weiße zwischen 7.000 und 10.000, gelbe zwischen 4.000 und 7.000 Grad, orange zwischen 2.000 und 4.000 Grad und rote Sterne liegen darunter. Unsere Sonne, ein gelber Stern, hat eine Oberflächentemperatur von 5.500 Grad.

Spektralklassen

Joseph von Fraunhofer entdeckte im Jahr 1813 im Sonnenspektrum dunkle Linien. Diese werden Absorptionslinien genannt und befinden sich an der gleichen Position wie die sogenannten Emissionslinien, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden. Jede dieser dunklen Absorptionslinien steht also für ein bestimmtes chemisches Element.

Nicht nur bei der Sonne, sondern auch bei den Sternen kann man diese Absorptionslinien beobachten. Die Untersuchung des Lichtspektrums eines Sterns gibt also Auskunft darüber, aus welchen chemischen Elementen er besteht. Anhand des Lichtspektrums hat man die Sterne in bestimmte Spektralklassen eingeteilt.

Die Spektralklassen der Sterne wurden zunächst nach der Komplexität ihrer Spektren geordnet. Dann erschien es aber sinnvoller, die Spektralklassen nach den Temperaturen der Sterne zu ordnen. Damit kamen die Buchstaben, mit der die Spektralklassen bezeichnet wurden, durcheinander.

Heute unterscheidet man sieben Spektralklassen der Sterne, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet werden. Sterne der Spektralklassen O und B leuchten blau und sind sehr heiß, Sterne der Spektralklasse A leuchten weiß, Sterne der Spektralklasse F und G leuchten gelblich wie unsere Sonne, und Sterne der Spektralklassen K und M leuchten orange bis rötlich und sind relativ kühl.

	Klasse	Farbe	Temperatur	Beispiel
	O	blau	30.000-50.000	Mintaka
	B	blau-weiß	10.000-28.000	Rigel
	A	weiß bis leicht blau	7.500-9.750	Wega, Sirius
	F	weiß bis leicht gelb	6.000-7.350	Prokyon, Canopus
	G	gelb	5.000-5.900	Sonne, Capella
	K	orange	3.500-4.850	Arcturus, Aldebaran
	M	rot-orange	2.000-3.350	Beteigeuze, Antares
	L	rot	1.300-2.000	VW Hyi
	T	rot, max. Infrarot	800-1.300	Epsilon Ind Ba
	Y	Infrarot	200-600	WISEP J041022.71+150248.5

Die Spektralklassen L, T und Y sind für braune Zwerge bestimmt. Diese haben Oberflächentemperaturen zwischen 200 und 2.000 Grad und leuchten schwach rot.

Daneben gibt es noch drei spezielle Spektralklassen, die für rote Riesen bestimmt sind, und die man auch als Kohlenstoffklassen bezeichnet:

	Klasse	Farbe	Temperatur	Beispiel
	R	orange	3.500-5.400	RU Vir
	N	rot-orange	2.000-3.500	U Cas
	S	rot	1.900-3.500	Y CVn

Um die Sterne noch genauer einteilen zu können, wurde jede dieser Spektralklassen in Unterklassen von 0 bis 9 aufgeteilt, z. B. G0, G1, G2, G3, G4, G5, G6, G7, G8 und G9. Sterne der Spektraklasse G0 sind heißer als solche der Spektraklasse G9. Der Spektralklasse G9 folgt die Spektraklasse K0. Später wurden noch weitere Zwischenklassen definiert, z. B. M0,5 oder K4,5.

Häufig findet man hinter der Spektralklasse auch die Leuchtkraftklasse angegeben. Bei unserer Sonne wäre es z. B. die Angabe G2 V.

Leuchtkraftklassen

Eine weitere wichtige Eigenschaft eines Sterns ist seine Leuchtkraft. Sie gibt an, wie hell ein Stern wirklich leuchtet. Die Leuchtkraft wird entweder im Verhältnis zur Sonne angegeben (Sonnenleuchtkraft) oder in der scheinbaren Helligkeit, die der Stern hätte, wenn er in einer Entfernung von genau 10 Parsec (= 32,6 Lichtjahre) stünde. Das ist die absolute Helligkeit, deren Angabe in Mag erfolgt.

Das sogenannte MK- oder Yerkes-System zur Einteilung der Sterne nach ihrer Leuchtkraft wurde von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan entwickelt und wird am häufigsten verwendet:

Leuchtkraftklasse	Sterntyp
0	Hyperriesen
I	Überriesen Ia-0 Ia Iab Ib
II	Heller Riesenstern
III	Riesenstern
IV	Unterriese
V	Zwergstern auf der Hauptreihe
VI	Unterzwerg
VII	Weißer Zwerg

Masse

Die Masse eines Sterns ist eine weitere wichtige Größe. Man gibt sie in Sonnenmassen an. Es gibt Sterne, die erheblich weniger Masse wie die Sonne haben, z. B. nur 0,1 Sonnenmassen. Dann gibt es wiederum Sterne, die erheblich mehr Masse wie die Sonne haben, z. B. 5 oder sogar 10 Sonnenmassen.

Allerdings ist es nicht so, daß massereichere Sterne wie die Sonne auch immer größer wie diese sind. Weiße Zwerge oder Neutronensterne sind kleiner wie die Sonne, können aber mehr Masse wie diese haben. Daraus ergibt sich, daß Weiße Zwerge und Neutronensterne eine extrem hohe Dichte haben. Roten Riesen haben dagegen nur eine sehr geringe Dichte, da sie enorm groß sind.

Energieerzeugung

Sterne im normalen Lebensalter wandeln Wasserstoff in Helium um. Dabei wird Energie in Form von elektromagnetischer Strahlung erzeugt. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann auf verschiedene Art stattfinden, z. B. nach den von Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker um 1938 entdeckten Kohlenstoffzyklus . Er setzt aber das Vorhandensein der Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff voraus und ist kompliziert.

Es geht aber auch ohne das Vorhandensein dieser Elemente mit der sogenannten Proton-Proton-Kette, die auch in der Sonne überwiegend stattfindet. Daher sei diese hier kurz genannt.

Wasserstoff ist das einfachste chemische Element. Es besteht nur aus einem Proton im Atomkern und einem um den Atomkern kreisenden Elektron. Stoßen zwei Protonen zusammen, wird ein Positron und ein Neutrino frei. Dabei entsteht ein neuer Kern, der aus einem Proton und einem Neutron besteht. Bei diesem neuen Kern handelt es sich um den sogenannten schweren Wasserstoff, auch Deuterium genannt.

Kollidiert solch ein Deuteriumkern mit einem weiteren Proton, so vereinigen sich beide zu einem Kern aus zwei Protonen und einem Neutron. Bei diesem neuen Kern handelt es sich um das leichte Helium He³. Kollidieren nun zwei Kerne dieses leichten Heliums miteinander, so entsteht ein richtiger Heliumkern, wobei zwei Protonen wieder frei werden. Der Kern des normalen Heliums besitzt also zwei Protonen und zwei Neutronen.

Fusionsstufen

In Sternen können durch Kernfusion chemische Elemente bis hin zum Eisen entstehen. Es gibt bis zum Eisen insgesamt 6 Fusionsstufen. Dabei dienen die von der vorherigen Fusionsstufe erzeugten Elemente als Brennstoff für die nächsthöhere Fusionsstufe.

Damit eine Fusionsstufe einsetzen kann, ist eine Mindesttemperatur im Kern des Sterns erforderlich. Damit diese überhaupt erreicht wird, muß der Stern eine bestimmte Mindestmasse haben.

Fusionsstufe	Mindest- temperatur	Mindestmasse Sonnenmassen	erzeugte Elemente
Wasserstoffbrennen	10 Millionen Grad	0.08	Helium
Heliumbrennen	100 Millionen Grad	0.5	Kohlenstoff
Kohlenstoffbrennen	600 Millionen Grad	4	Magnesium Natrium Neon Sauerstoff
Neonbrennen	1,2 Milliarden Grad	8	Magnesium Sauerstoff
Sauerstoffbrennen	1,5 Milliarden Grad	8	Schwefel Phosphor Silizium Magnesium
Siliziumbrennen	2,7 Milliarden Grad	8	Nickel Cobalt Eisen