Stern - Astronomie.

Stern - Astronomie. 1 EINLEITUNG Stern, großer Himmelskörper, der aus Gasen besteht und durch Gravitationskräfte zusammengehalten wird. Ein Stern sendet aufgrund von Kernprozessen in seinem Inneren Licht und andere elektromagnetische Strahlung aus - dabei handelt es sich vorwiegend um Vorgänge der Kernfusion (siehe Kernenergie). Die Sonne ist beispielsweise ein Stern. Mit Ausnahme der Sonne scheinen von der Erde aus gesehen die Sterne stillzustehen. Sie bilden scheinbar Jahr für Jahr das gleiche Muster am Himmel, so genannte Sternbilder. In Wirklichkeit bewegen sich die Sterne sehr schnell. Sie sind aber so weit entfernt, dass ihre Positionsveränderungen nur im Lauf von Jahrhunderten auffallen. Die Anzahl der Sterne, die man von der Erde aus mit bloßem Auge erkennen kann, wird auf 8 000 geschätzt. 4 000 davon befinden sich auf der nördlichen Hälfte der Himmelskugel und 4 000 auf der südlichen. Während der Nacht sind auf einer Halbkugel allerdings immer nur 2 000 Sterne zu sehen. Die anderen sind aufgrund von Kleinstpartikeln in der Atmosphäre und des schwachen Lichtes am Himmel nicht sichtbar. Dies gilt besonders für Himmelsobjekte, die in der Nähe des Horizonts erscheinen. Nach Berechnungen von Astronomen beläuft sich die Zahl der Sterne in der Milchstraße, zu denen auch die Sonne zählt, auf Hunderte von Milliarden. Die Milchstraße wiederum ist nur eine von mehreren hundert Millionen solcher Galaxien, die durch moderne Teleskope sichtbar sind. Als einzelne Sterne am Himmel sind nur diejenigen sichtbar, die in der Milchstraße dem Sonnensystem am nächsten liegen. Der unserem Sonnensystem nächste Stern ist Proxima Centauri. Er ist ein Teil des Dreifachsternes Alpha Centauri und ungefähr 25 Trillionen Kilometer von der Erde entfernt. Abstände zwischen den Sternen werden in der Astronomie üblicherweise in Lichtjahren angegeben. Demzufolge wäre das Dreifachsternsystem ungefähr 4,29 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Licht breitet sich mit einer Geschwindigkeit von 300 000 Kilometern pro Sekunde im Raum aus. Das Licht von Alpha Centauri benötigt also mehr als vier Jahre und drei Monate, um zur Erde zu gelangen. Der zweitnächste Stern zur Erde, Barnards Stern, ist 5,9 Lichtjahre und der drittnächste Stern 7,8 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. 2 PHYSIKALISCHER AUFBAU Die Sonne ist ein typischer Stern. Die Photosphäre ist die ,,Oberfläche" der Sonne, von der praktisch sämtliche sichtbare Strahlung ausgeht. Es folgt die so genannte Chromosphäre aus heißen Gasen. Die Außenhülle und gleichzeitig heißeste Zone der Sonne bildet die Korona (die Korona eines Sternes konnte erstmals 2001 von der Erde aus beobachtet werden). Kühlere Bereiche auf der Photosphäre, die Sonnenflecken, gibt es möglicherweise auch auf anderen typischen Sternen. Ihr Vorhandensein auf einigen großen nahe gelegenen Sternen ist durch eine Technik, die als Fleckeninterferometrie bezeichnet wird, nachgewiesen worden (siehe Interferometer). Der innere Aufbau der Sonne und der anderen Sterne kann nicht direkt beobachtet werden. Untersuchungen weisen jedoch darauf hin, dass es Konvektionsströme gibt und dass Dichte und Temperatur zum Kern hin zunehmen. Hier laufen die thermischen Kernreaktionen ab. Sterne bestehen größtenteils aus Wasserstoff und Helium mit unterschiedlichen Anteilen schwererer Elemente. Die schwersten in der Natur vorkommenden Elemente, wie z. B. Bismut oder Blei, entstehen vor allem in alten Sternen. Die größten bekannten Sterne sind Superriesen, deren Durchmesser mehr als das 400fache des Sonnendurchmessers betragen können. Die kleinsten Sterne hingegen, die als Weiße Zwerge bezeichnet werden, haben Durchmesser, die möglicherweise nur 1 Prozent des Sonnendurchmessers ausmachen. Riesensterne sind gewöhnlich diffus, während Weiße Zwerge extrem dicht sind. Man hat auch Zwergsterne entdeckt, die zu klein sind, dass in ihnen Kernreaktionen ablaufen. Ein Himmelskörper, der möglicherweise ein solcher Brauner Zwerg ist, wurde erstmals 1987 beobachtet. Seither sind noch weitere Braune Zwerge entdeckt worden. Die Helligkeit von Sternen wird in Größenklassen ausgedrückt. Weiße Zwerge besitzen nur 0,1 Prozent der Helligkeit der Sonne. Im Gegensatz dazu kann die Helligkeit der hellsten Sterne ein Tausendfaches der Sonnenhelligkeit ausmachen (möglicherweise sogar noch mehr). Mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops gelang es amerikanischen Wissenschaftlern 1997, im Zentrum der Milchstraße einen der hellsten bekannten Sterne zu entdecken. Der ,,Pistolenstern" (englisch Pistol Star) genannte Himmelskörper strahlt in nur sechs Sekunden so viel Energie ab, wie die Sonne innerhalb eines ganzen Jahres. Der Stern befindet sich im Sternbild Schütze und ist rund 25 000 Lichtjahre von der Erde entfernt. 3 STERNVERZEICHNISSE Mit Ausnahme der vergleichsweise wenigen Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind, werden Sterne entsprechend den verschiedenen Sternatlanten und Sternverzeichnissen mit Nummern bezeichnet. Ein frühes Sternverzeichnis wurde von dem ägyptischen Astronomen Ptolemäus im 2. Jahrhundert v. Chr. zusammengestellt. Dieses Verzeichnis befindet sich im achten Band seines Werkes Almagest. Es listet die Namen und Positionen von 1 028 Sternen auf. Im Jahr 1603 veröffentlichte der deutsche Astronom Johann Bayer in Augsburg einen Sternatlas. Er listete eine viel größere Anzahl von Sternen auf als Ptolemäus. In dem Atlas gliederte Bayer die Sterne nach griechischen Buchstaben. Zusätzlich ordnete er die Sterne nach den Sternbildern, in denen sich die katalogisierten Sterne befanden. Im 18. Jahrhundert veröffentlichte der englische Astronom John Flamsteed einen weiteren Atlas, in dem die Sterne nach Sternbildern benannt sind. Für die Unterscheidung innerhalb der Sternbilder verwendete Flamsteed allerdings Zahlen anstelle von Buchstaben. Dieser Atlas enthielt die Positionen von ungefähr 3 000 Sternen. Das erste moderne Sternverzeichnis, das 1862 von der Bonner Sternwarte herausgegeben wurde, enthält die Positionen von mehr als 300 000 Sternen (Bonner Durchmusterung). Siehe auch Durchmusterung Im Jahr 1887 begann ein internationales Komitee mit der Erstellung eines detaillierten Sternverzeichnisses. Dieses Verzeichnis benutzt als Grundlage etwa 21 600 Photographien, die von zwanzig zusammenarbeitenden Observatorien aufgenommen wurden. Die ungefähr 21 600 photographischen Platten zeigen etwa acht bis zehn Millionen Sterne. Moderne Sternverzeichnisse bestehen aus Kopien von photographischen Platten, die mit Teleskopen aufgenommen wurden. Die erste große Zusammenstellung dieser Art wurde Mitte der fünfziger Jahre vollendet. Für die Aufnahmen wurde das Schmidt-Teleskop mit 1,22 Meter Durchmesser auf dem Mount Palomar verwendet. Jede Platte stellt ein Gebiet am Himmel mit einer Größe von 6×6 Grad dar, wobei die 1 035 Bilder den ganzen Himmel abdecken, der vom Mount Palomar aus sichtbar ist. Entsprechende Aufnahmen des südlichen Himmels sind mit dem Schmidt-Teleskop in Australien und Chile gemacht worden. 4 KLASSIFIKATION DER STERNSPEKTREN Die photographische Untersuchung der Spektren von Sternen wurde 1885 von dem amerikanischen Astronomen Edward Charles Pickering am Harvard-CollegeObservatorium begonnen und von der amerikanischen Astronomin Annie J. Cannon durchgeführt. Diese Untersuchungen führten zu der wichtigen Erkenntnis, dass Sternspektren auf der Grundlage der relativen Intensität bestimmter Absorptionslinien in einer kontinuierlichen Folge angeordnet werden können. Die festgestellten Varianten in der Abfolge liefern Hinweise auf das Alter der verschiedenen Sterne und ihr Entwicklungsstadium. Die verschiedenen Stadien in der Abfolge der Spektren, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet werden, unterscheiden sich vor allem durch die Intensität der Wasserstofflinien, die in der ganzen Abfolge vorkommen. Außerdem fallen in bestimmten Stadien die Linien anderer Elemente besonders auf. Die Zahlen 0 bis 9 dienen der Abstufung des Musters einer Klasse. 4.1 Klasse O Diese Gruppe ist vor allem durch die Linien von Helium, Sauerstoff und Stickstoff sowie durch die Wasserstofflinien charakterisiert. Die O-Gruppe umfasst extrem heiße Sterne. Hier findet man sowohl Sterne, die Wasserstoff- und Heliumspektren mit hellen Linien zeigen, als auch solche, die von denselben Elementen dunkle Linien aufweisen. 4.2 Klasse B In dieser Gruppe erreichen die Heliumlinien ihre maximale Intensität bei der Untergruppe B 2 und werden in den höheren Untergruppen zunehmend schwächer. Die Intensität der Wasserstofflinien nimmt bei allen Untergruppen zu. Diese Gruppe wird durch den Stern Epsilon ( e) Orionis typifiziert. 4.3 Klasse A Diese Gruppe umfasst die so genannten Wasserstoffsterne, deren Spektren von den Absorptionslinien des Wasserstoffes beherrscht werden. Ein typischer Vertreter dieser Gruppe ist der Sirius oder Hundsstern. 4.4 Klasse F In dieser Gruppe findet man Sterne mit ausgeprägten H- und K-Linien des Calciums. Auch die für Wasserstoff charakteristischen Linien sind ausgeprägt. Ein bemerkenswerter Stern dieser Gruppe ist ? Aquilae im Sternbild Adler. 4.5 Klasse G In dieser Gruppe stehen Sterne mit starken H- und K-Linien des Calciums und weniger starken Wasserstofflinien. Die Spektren vieler Metalle, besonders Eisen, sind auch vorhanden. Die Sonne gehört auch dieser Gruppe an, weshalb die G-Sterne häufig auch Sonnensterne genannt werden. 4.6 Klasse K Hier findet man Sterne mit starken Calciumlinien und Linien, die auf das Vorhandensein von anderen Metallen hinweisen. Das violette Licht des Spektrums ist, verglichen mit dem roten Licht, weniger intensiv als in den bisher genannten Klassen. 4.7 Klasse M Die Sterne dieser Gruppe zeigen in ihren Spektren Bänder, die durch das Vorhandensein von Metalloxidmolekülen, insbesondere von Titanoxidmolekülen erzeugt werden. Das violette Ende des Spektrums ist weniger intensiv als das bei den K-Sternen. Der Stern Beteigeuze ( ? Orionis im Sternbild Orion) ist ein typischer Vertreter dieser Gruppe. Alle diese Merkmale stehen im Einklang mit der Schlussfolgerung, dass Sterne dieser Klassen eine ähnliche chemische Zusammensetzung aufweisen und nach ihrer Temperatur vom heißesten bis zum kühlsten geordnet sind. Die absoluten Oberflächentemperaturen der verschiedenen Sterngruppen sind in etwa die folgenden: O: 22 200 °C, B: 13 900 °C, A: 10 000 °C, F: 6 650 °C, G: 5 540 °C, K: 3 870 °C und M: 1 760 °C. Die Temperatur im Mittelpunkt eines durchschnittlichen Sternes beträgt etwa 20 000 000 °C. 5 DOPPELSTERNE Mehr als die Hälfte der Sterne sind Teile von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen. Einige nahe gelegene Doppelsterne erscheinen beim Blick durch das Teleskop getrennt. Bei vielen anderen lässt sich der Doppelsterncharakter nur mit spektroskopischen Mitteln feststellen. Ein Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die nicht weit voneinander entfernt sind und die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Diese Systeme wurden erstmals von dem britischen Astronomen William Herschel im Jahr 1803 als solche erkannt. Die ersten spektroskopisch identifizierten Doppelsterne (1889) waren mit dem Teleskop als solche nicht zu erkennen. Trotzdem kann man sie anhand der sich scheinbar verändernden Spektrallinien identifizieren. Innerhalb einer Umlaufperiode spalten sich diese Linien zweimal auf und fallen zweimal wieder zusammen. Dieses Phänomen lässt sich natürlich nur bei Doppelsternsystemen mit einer kurzen Umlaufzeit registrieren. Nach einem anderen Phänomen lassen sich Doppelsterne erkennen, wenn beide Sterne des Systems gleich hell scheinen. Die Spektren der beiden überlagern sich, wobei die Linien sich aufgrund des optischen Doppler-Effekts systematisch gegeneinander verschieben. Entfernt sich einer der beiden Sterne von der Erde, werden seine Linien nach Rot verschoben ( siehe Rotverschiebung). Gleichzeitig nähert sich der andere Stern der Erde, seine Linien werden entsprechend nach Violett verschoben. Ein anderer Typ eines Doppelsternsystems sind die so genannten Bedeckungsveränderlichen. Bei Systemen dieser Art verdecken sich beide Sterne während ihres Umlaufs. Wenn die Umlaufbahn dergestalt ist, dass aus der Sicht der Erde der schwächere Stern den helleren verdeckt, weist die Intensität des Lichtes dieses Systems regelmäßige Schwankungen auf (siehe Verfinsterung). Untersuchungen haben gezeigt, dass etwa jeder zweite oder dritte kleinere Stern, der im Teleskop sichtbar ist, zu den so genannten Physisch Veränderlichen zählt. Viele tausend sichtbare Doppelsterne und viele hundert spektroskopisch erkennbare Doppelsterne sind intensiv untersucht worden. Solche Doppelsterne liefern die meisten Informationen über Sternmassen. Die Bedeckungsveränderlichen ändern ihre Helligkeit nicht aus einem inneren, sondern aus einem äußeren Grund. Der Stern Algol im Sternbild Perseus ist ein typischer Doppelstern, der aus einem hellen und einem relativ schwachen Stern besteht. Sie umkreisen sich gegenseitig in einer Ebene, in der auch die Sichtlinie von der Erde aus liegt. Wenn der dunklere Stern den helleren verdeckt, verringert sich die scheinbare Helligkeit sehr stark. Eine ähnliche, aber weniger stark ausgeprägte Verfinsterung ereignet sich, wenn der hellere Stern den schwächeren verdeckt. Es sind schon viele tausend Bedeckungsveränderliche beobachtet worden, da sie von Interesse für die Berechnung von Sternmassen sind. 6 VERÄNDERLICHE STERNE Wahrscheinlich schwankt die Helligkeit aller Sterne leicht in mehr oder weniger festen Zeitabständen, so auch die der Sonne. In manchen Fällen sind diese Schwankungen kaum messbar, in anderen wiederum sehr stark. Diese Sterne werden als veränderliche Sterne bezeichnet. Einige durchlaufen ihren Zyklus mit der Präzision eines Uhrwerkes, andere äußerst unregelmäßig. Bei einigen dauert der Zyklus nur Stunden oder Tage, bei anderen hingegen Jahre. Die auffälligsten veränderlichen Sterne sind die Novae und Supernovae. Novae können die 200 000fache Helligkeit der Sonne erreichen, indem sie ein tausendstel bis ein hundertstel Prozent der Sonnenmasse mit Geschwindigkeiten von bis zu 10 000 Kilometern pro Sekunde herausschleudern. Bei einigen Novae wiederholt sich dieser Vorgang periodisch und geschieht so lange, bis sie so viel Masse verloren haben, dass sie keine mehr herausschleudern können. Obwohl die Supernovae ähnlich heißen, stellen sie eine Katastrophe für den Stern dar. Bei einem Supernova-Ausbruch kommt es zur vollständigen Explosion eines Sternes. Dabei werden sie manchmal zehn Milliarden Mal so hell wie die Sonne, bevor sie nach einigen Tagen für immer verblassen. Supernovae hinterlassen eine sich ausdehnende Masse, die als helle Gaswolke oder Nebel zu sehen ist. Der Krebsnebel ist hierfür ein Beispiel. Er wurde erstmals als Supernova im Jahr 1054 gesehen. Manchmal entsteht im Zentrum der Überreste auch ein Pulsar (siehe unten). Novae ereignen sich in der Milchstraße ziemlich häufig. Pro Jahr werden ein bis zwei solcher Vorgänge beobachtet. Supernovae sind viel seltener. Die letzte Supernova (Kepler'sche Supernova) in der Milchstraße wurde 1604 beobachtet. Eine andere in einer nahe gelegenen Galaxie erregte 1987 großes Aufsehen. Viele veränderliche Sterne ändern ihre Helligkeit, weil sie pulsieren, d. h., sie dehnen sich aus und ziehen sich zusammen wie ein Ballon. Eine wichtige Gruppe dieser Gattung, die nach ? Cephei als veränderliche Cepheide bezeichnet werden, durchlaufen ihre Helligkeitszyklen sehr präzise. Ihre Perioden reichen von etwa einem Tag bis zu Hunderten von Tagen. Je länger die Periode eines veränderlichen Cepheiden ist, desto größer ist seine durchschnittliche Helligkeit. Dieses Verhältnis zwischen Periode und Helligkeit, das von Henrietta Leavitt am Harvard-College-Observatorium entdeckt wurde, ist von unschätzbarem Wert bei der Messung der Entfernung von Sternen, insbesondere von Sternen in benachbarten Galaxien. Um die Entfernung eines Cepheiden zu bestimmen, müssen nur seine Periode und seine wahrnehmbare Helligkeit beobachtet werden. Veränderliche Sterne sind von ungewöhnlich großem Interesse. Ihre Veränderlichkeit beruht in erster Linie auf einer Besonderheit ihrer inneren Struktur, die in Abhängigkeit vom Alter des Sternes auftritt. Variable Sterne können so Auskunft über die Entwicklung von Sternen geben. Supernovae z. B. haben ihren Kernbrennstoff verbraucht und müssen Materie ausstoßen, da sie nach einem gravitationsbedingten Zusammenbruch instabil werden. 7 PULSARE UND NEUTRONENSTERNE Mit Radioteleskopen sind eine Anzahl von gepulsten Radiosignalen entdeckt worden ( siehe Radioastronomie; Radarastronomie). Die Quellen dieser Signale werden Pulsare genannt. Die Perioden der Impulse reichen von mehreren Sekunden bis zu winzigen Bruchteilen einer Sekunde. Dies wird auch durch optische Beobachtungen und Röntgenstrahlenmessungen bestätigt. Die Pulsperioden sind so konstant, dass nur die genauesten Uhren eine leichte Zunahme des mittleren Pulsintervalls messen können, und dies auch nur bei wenigen Pulsaren. Diese Zunahme lässt darauf schließen, dass eine typische Periode etwa eine Million Jahre braucht, um sich zu verdoppeln. Die vorliegenden Informationen lassen vermuten, dass Pulsare extrem schnell rotierende Neutronensterne (Rotationsgeschwindigkeiten zwischen 600 und knapp 1 200 Umdrehungen pro Sekunde) mit Durchmessern von möglicherweise nur 16 Kilometern sind. Sie könnten einmal pro Pulsperiode rotieren und sind so dicht, dass ein Stecknadelkopf eine Masse von mehr als 91 000 Tonnen hätte, wenn er aus gleich dichter Materie bestehen würde. Einer Theorie zufolge entstehen Pulsare aus langsam rotierenden Neutronensternen, die in der Nachbarschaft zu Roten Riesensternen stehen und kontinuierlich von diesen Masse absaugen. Bei diesem Vorgang bewirkt die auf den Neutronenstern auftreffende Masse eine Zunahme der Rotationsgeschwindigkeit. Sobald die Gashülle des Roten Riesensterns vollständig abgesogen ist stoppt der Prozess. Zurück bleiben ein Weißer Zwerg und der neue Pulsar. Die Geburt eines Pulsars konnte offenbar 2002 erstmals beobachtet werden. Der Pulsar PSR J-1740-5340, im Kugelsternhaufen NGC 6397, befindet sich in unmittelbarer Nähe eines Roten Riesensterns und dreht sich 247 Mal in der Sekunde um seine eigene Achse. Im November 1997 gelang italienischen Wissenschaftlern die Beobachtung eines Phänomens, das bis dahin nur in der Theorie bekannt war. Bereits um 1918 postulierten die österreichischen Physiker Joseph Lense und Hans Thirring, ,,der Raum um rotierende Neutronensterne müßte regelrecht mitgerissen werden - so ähnlich, wie Wasser in einem Strudel". Derartige Raumverzerrungen (Lense-Thirring-Effekt) entdeckten die Forscher nun anhand eines aus einem Neutronenstern und einem normalen Stern bestehenden Systems. Der Neutronenstern besitzt etwa die Masse der Sonne, hat einen Durchmesser von etwa 20 Kilometern und rotiert mit etwa 100 000 Kilometern pro Sekunde (?Lichtgeschwindigkeit) um seine Achse. Dabei reißt er Materie von seinem Begleiterstern mit, die ihm sozusagen als Energiequelle dient. Einen ähnlichen Vorgang konnte man auch bei Schwarzen Löchern beobachten. 7.1 Magnetare Ein besonderer Typ von Neutronenstern emittiert in periodischen Abständen kurze Pulse im Gammastrahlenbereich und verfügt über ein extrem starkes Magnetfeld. Dieser Sterntyp wurde in der Öffentlichkeit auch unter der Bezeichnung ,,Magnetar" bekannt. Der erste Magnetar konnte im Mai 1998 innerhalb der Milchstraße, im Sternbild Schütze, lokalisiert werden und trägt die wissenschaftliche Bezeichnung SGR 1806-20 (das Kürzel SGR steht für Soft Gamma-ray Repeater, sinngemäß ,,Verstärker für weiche Gammastrahlen"). Ähnlich wie Pulsare rotieren auch Magnetare mit extrem hohen Umdrehungsgeschwindigkeiten um ihre eigene Achse. Sie emittieren dabei Röntgenstrahlung und senden im aktiven Zustand zusätzlich Blitze im Bereich der weichen Gammastrahlung. Die hierzu benötigte Energie wird verschiedenen Untersuchungsergebnissen zufolge aus dem extrem hohen Magnetfeld gespeist. Magnetare verfügen über Magnetfelder mit Feldstärken von mindestens 1010 Tesla, also zehn Milliarden Tesla. Nach jüngsten Erkenntnissen erreicht das Magnetfeld von SGR 1806-20 (rund 40 000 Lichtjahre von der Erde entfernt) sogar eine Stärke von 100 Milliarden Tesla. Zum Vergleich: Die Erde verfügt an der Erdoberfläche über ein Magnetfeld mit der Feldstärke von 10-5 Tesla (hunderttausendstel Tesla), das Magnetfeld der Sonne liegt im Durchschnitt bei 10 -4 Tesla (zehntausendstel Tesla). Das bislang stärkste künstlich erzeugte Magnetfeld (Anfang 2002) erreichte eine Feldstärke von 34 000 Tesla. Mittlerweile sind zehn Magnetare bekannt (u. a. zwei weitere innerhalb der Milchstraße und eines innerhalb der Großen Magellan'schen Wolke). Über diese Himmelsobjekte wurde in der Fachwelt lange Zeit sehr kontrovers diskutiert. 8 DIE ENTWICKLUNG DER STERNE Die Theorien von der Entwicklung der Sterne beruhen in erster Linie auf Informationen, die aus Untersuchungen der Sternspektren unter Berücksichtigung ihrer Helligkeit gewonnen wurden. Beobachtungen haben gezeigt, dass viele Sterne in einer regelmäßigen Abfolge systematisiert werden können. Gemäß dieser Abfolge sind die hellsten Sterne die heißesten und die kleinsten Sterne die kühlsten und lichtschwächsten. Diese Reihe von Sternen erscheint als ein Band, das die Hauptfolge auf dem TemperaturHelligkeitsdiagramm wiedergibt. Dieses Diagramm wurde aus den Arbeiten des holländischen Astronomen Einar Hertzsprung und des amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell entwickelt und wird als Hertzsprung-Russell-Diagramm bezeichnet. Andere Sterngruppen, die in dem Diagramm erscheinen, sind die oben erwähnten Riesen und Zwerge. Ein Stern entsteht aus einer großen und vergleichsweise kühlen Gasmasse. Die Zusammenziehung (Kontraktion) dieses Gases und die folgende Temperaturerhöhung dauern an, bis die Temperatur im Inneren des Sternes einen Wert von etwa 1 000 000 °C erreicht. Bei dieser Temperatur laufen Kernreaktionen ab, deren Nettoergebnis darin besteht, dass sich die Kerne von Wasserstoffatomen zu Heliumkernen verbinden. Diese Reaktion setzt große Mengen Kernenergie frei, wodurch die weitere Kontraktion des Sternes verhindert wird. Wenn die Energieerzeugung durch diese Kernreaktion von Wasserstoffkernen aufhört, zieht sich der Stern weiter zusammen, bis durch die frei werdende Gravitationsenergie eine Temperatur erreicht wird, die hoch genug ist, um die Fusion von Wasserstoff in einer Schale um den Kern aus Helium in Gang zu setzen. Durch dieses so genannte Wasserstoff-Schalenbrennen schwillt der Stern allmählich an und wird zum Roten Riesen. Er erreicht seine größte Ausdehnung, wenn der gesamte Wasserstoff umgewandelt ist. Im Anschluss an dieses Stadium folgt je nach Masse des Sternes die Entwicklung zum Weißen Zwerg unter Bildung eines Nebels oder über eine Supernova zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch (siehe unten). Beim Ausbruch einer Supernova geben die Sterne die in ihrem Inneren gebildeten Elemente an den interstellaren Raum ab. Zukünftige Sterngenerationen, die sich aus diesem Material bilden, beginnen deshalb ihr Dasein mit einem größeren Vorrat an schwereren Elementen als frühere Sterngenerationen. Sterne, die ihre äußeren Schichten ohne Explosion abgeben, werden zu Planetennebeln. Das sind alte Sterne, die von Gashüllen umgeben sind. Sterne, die ein Vielfaches der Sonnenmasse besitzen, durchlaufen ihre Entwicklungsstadien für astronomische Verhältnisse sehr schnell. Möglicherweise vergehen zwischen ihrem Entstehen und einer Supernovaexplosion nur wenige Millionen Jahre. Von diesen Sternen können Neutronensterne übrig bleiben. Für die Größe von Neutronensternen gibt es jedoch eine Grenze, über der sich solche Himmelskörper gravitationsbedingt zusammenziehen müssen, bis sie zu Schwarzen Löchern werden, von denen keine Strahlung ausgehen kann. Sterne wie die Sonne können viele Milliarden von Jahren existieren. Das endgültige Schicksal von Zwergen mit geringer Masse ist unbekannt. Man weiß nur, dass sie stark nachlassen zu strahlen. (Weitere Behandlung der Kernreaktionen bei der Entwicklung von Sternen siehe Atom.) Die Entstehung eines Sternes ist eng verbunden mit dem Vorhandensein von Staubkörnern und Molekülen, wie dies im Orion-Nebel der Fall ist. Hier wird molekularer Wasserstoff (H2) unter hohem Druck verdichtet. Damit die Gaswolke sich überhaupt verdichtet, muss sie eine bestimmte kritische Masse haben. Diese ist abhängig von der Temperatur und der mittleren Dichte der Gaswolke (z. B. 100 Teilchen pro Kubikzentimeter). Die Bedingungen, unter denen die Kontraktion einsetzt, sind noch nicht vollständig bekannt. Sterne entstehen in der Regel in kleinen Gruppen an einem Rand einer großen Gaswolke. Aufeinander folgende Generationen von Sternen fressen sich immer weiter in den Rand der Wolke und hinterlassen eine Spur aus Sternen zunehmenden Alters. Die Entstehung von Sternen wurde auf Photographien beobachtet, die in einem Zeitraum von mehreren Jahren von einer Himmelsregion gemacht wurden. Die modernen Techniken der weltraumgestützten Ultraviolettastronomie, der Infrarotastronomie und der Radioastronomie haben Gegenden, in denen Sterne entstehen, genauer bestimmt und Hinweise auf die tatsächlich ablaufenden Vorgänge geliefert. Siehe auch Kosmologie Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Alle Rechte vorbehalten.