Sterntypen

Sterntypen der Hauptreihensterne  Quelle: User Rursus /CC BY-SA 3.0)
Sterntypen der Hauptreihensterne Quelle: User Rursus /CC BY-SA 3.0)

Die Sterne sind, wie unsere Sonne auch, Kugeln mit großer Masse und hoher Temperatur.

Jeder Stern unterscheidet sich in Farbe, Temperatur, Leuchtkraft, Größe und Alter.

Sie erzeugen Unmengen an Energie und leuchten selbständig.

 

1. Hauptreihensterne

Über 90 Prozent aller Sterne sind Zwergsterne - gemäßigte Sterne wie unsere Sonne: Ihr Durchmesser reicht von 0,1 bis 25 Sonnendurchmessern, sie haben 0,07 bis 50 Sonnenmassen, die Leuchtkraft reicht von -6 mag bis 16 mag absoluter Helligkeit. Damit sind sie eher leuchtschwache Sterne der Leuchtkraftklasse V.

Weil sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm den scharf abgegrenzten Hauptast bilden, heißen sie Hauptreihensterne.

 

Dieser Ast reicht von den roten, leuchtschwachen M-Sternen - den Roten Zwergen - über die Gelben Zwerge zu den hellen, blauleuchtenden und sehr heißen O-Sternen - den Blauen Zwergen. Es sind also alle Spektraltypen vertreten. Das Dasein als Hauptreihenstern ist in der Entwicklung eines Sterns die lange, stabile Ruhephase des Wasserstoffbrennens: im Kern des Sterns werden durch enormen Druck und Hitze Wasserstoffatome zu Helium fusioniert. Der Stern ist sehr stabil und leuchtet mit konstanter Helligkeit und Farbe. Doch wenn im Kern der Wasserstoff zur Neige geht, ist es vorbei mit dem ruhigen Sternendasein: Der Stern bläht sich zu einem gigantischen Riesen oder Überriesen auf, in seinem Inneren werden Helium oder schwerere Elemente verschmolzen.

 

1.1. Blaue Zwerge

Blaue Zwerge sind die größten, hellsten und heißesten Hauptreihensterne, links oben im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Sie erreichen fünfzig Sonnenmassen und leuchten 10.000-mal heller als unsere Sonne. Damit ähneln sie Blauen Riesen, sind aber nicht so groß wie diese. Doch ihre große Masse sorgt im Kern für enormen Druck, der die Kernfusion beschleunigt. Blaue Zwerge verbrennen sich schnell, unter Entwicklung hoher Oberflächentemperaturen. Daher leuchten sie im blauen und ultraviolettem Licht - sie gehören zum Spektraltyp O. In wenigen Millionen Jahren verschmelzen sie allen Wasserstoff in ihrem Inneren zu Helium - eine recht kurze Lebensdauer für einen Stern. Blaue Zwerge sind oft das Kinderstadium eines späteren Riesen. Da sie nur kurz existieren, sind sie selten: Nur etwa einer unter 10 Millionen Sternen ist ein Blauer Zwerg. Doch Sie können sich einen von ihnen selbst ansehen: Im Doppelstern Almaak (γ And) im Sternbild Andromeda ist die größere, helle Komponente ein Roter Riese, der kleinere Stern ist ein Blauer Zwerg mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 5 mag. Sehr viel häufiger in der Hauptreihe sind die Gelben Zwerge - gemütliche Sterne wie unsere Sonne.

 

1.2. Gelbe Zwerge

Gelbe Zwerge sind für uns eine wichtige Sternart: Unsere Sonne ist ein Gelber Zwerg. Kleinere Sterne des Spektraltyps G, da sie in gelbem Licht leuchten. Sie sind die Durchschnittssterne der Hauptreihe: Gemütliche Sonnen, die allmählich und ruhig den Wasserstoff im Inneren zu Helium fusionieren. Sie haben etwa die Größe und Masse unserer Sonne - eher klein im Vergleich zu anderen Sternen. Ihre Oberfläche weist gemäßigte Temperaturen von rund 5.000 Grad auf. Für uns ist das nur gut - im Bereich eines solchen Sterns lässt es sich auf einem Planeten gut leben. Zudem haben diese Sonnen eine lange Lebenserwartung: Unsere Sonne gibt es schon etwa viereinhalb Milliarden Jahre - und sie hat erst etwa die Hälfte ihres Wasserstoffs verbraucht. Doch danach wird auch bei ihr einmal das Heliumbrennen einsetzen und unser Stern wird sich zu einem Roten Riesen aufblähen. Auch einer unserer Nachbarsterne, den Sie am Südhimmel erblicken können, ist ein G2V-Stern wie die Sonne: Alpha Centauri im Sternbild Zentaur. Doch viel häufiger sind Sterne wie Proxima Centauri, der nächste Stern zu uns: Rote Zwerge, die Sie nicht sehen können, obwohl sie die häufigsten Sterne sind.

 

1.3. Rote Zwerge

Proxima Centauri ist so nah wie kein anderer Stern (außer unserer Sonne) - und doch für Sie nicht sichtbar. Er ist ein Roter Zwerg wie zwei Drittel aller Sterne - die unsichtbare Mehrheit am Sternenhimmel. Es sind die kleinsten noch aktiven Sterne. Die Kernfusion in ihrem Inneren läuft auf geringen Touren, da sie nur etwa ein bis sieben Zehntel der Masse unserer Sonne haben. So produzieren sie wenig Energie: Die Oberfläche dieser M-Sterne ist mit unter 4.000 Grad eher kühl, ihr rötliches Licht ist sehr schwach. Dafür werden sie unglaublich alt: Ihr Wasserstoff reicht oft für hundert Milliarden Jahre - während das Universum erst 14 Milliarden Jahre alt ist. Haben sie irgendwann allen Wasserstoff in Helium fusioniert, bringen Rote Zwerge nicht die nötige Masse für das Heliumbrennen auf. Der Kern fällt in sich zusammen. Eine Weile fusioniert noch im Schalenbrennen der Wasserstoff in den Hüllen, die sich dadurch zeitweise ausdehnen. Doch Rote Zwerge werden niemals zu einem Riesenstern, sondern schrumpfen nach dem Ende des Schalenbrennens zum Weißen Zwerg. Bei noch geringerer Masse fehlt dem Stern der zentrale Kernfusionsprozess komplett - er ist ein Brauner Zwerg.

 

 

2. Riesen und Überriesen

Neben den Hauptreihensternen gibt es Riesen und Überriesen - Sterne, die sich durch ihre ungewöhnliche Größe auszeichnen. Ihr Durchmesser ist zehn- bis tausendmal größer als der unserer Sonne. Ein größerer Durchmesser bedeutet auch eine wesentlich größere Oberfläche (bei einem zehnfachen Durchmesser wächst die Oberfläche auf das Hundertfache). Eine größere Oberfläche sorgt bei einem Stern für eine viel höhere Leuchtkraft bei gleicher Oberflächentemperatur. Ein Roter Riese hat also etwa die gleiche Farbe und Oberflächentemperatur wie ein Roter Zwerg, ist aber um ein Vielfaches heller. Daher bilden sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm eigene Riesenäste. Sie finden sich als Rote Riesen bei den kühlen Spektralklassen der M-Sterne, als Blauen Riesen bei den heißen O-Sternen. Je nach Helligkeit werden die normalen, häufigsten Riesen mit der Leuchtkraftklasse III von Unterriesen (IV), hellen Riesen (II) und den Überriesen (I) unterschieden. Während Rote Riesen eine späte Entwicklungsstufe früherer Zwergsterne sind, werden Blaue Riesen schon als Riesen geboren. Wenn diese ihren Kinderschuhen entwachsen, werden sie zu Roten Überriesen.

 

2.1. Rote Riesen

Ein Roter Riese ist die spätere Entwicklungsstufe eines früheren Zwergsterns wie unserer Sonne: Wenn im Sternenkern der Wasserstoff zur Neige geht, setzt bei genügender Masse das Heliumbrennen ein und erbrütet schwere Elemente wie Kohlenstoff. Kurz zuvor geht ein Ruck durch den Stern: Für einen Moment setzt die Kernfusion aus und der Kern sackt in sich zusammen. Zugleich beginnt in den äußeren Hüllen das Wasserstoff-Schalenbrennen und setzt so viel Energie frei, dass sich die Hüllen enorm ausdehnen. Rote Riesen sind strahlend helle Giganten - wie Beteigeuze im Orion. Er ist 800-mal größer als die Sonne und zigtausendmal heller. Rote Riesen wirken lange Zeit stabil. Doch die Hüllen verlieren durch die Ausdehnung an Dichte und kühlen ab, während sich der Kern verdichtet und aufheizt. Der Stern wird instabil. Er kann seine Hüllen sogar verlieren - die wir als Planetarische Nebel am Himmel wiederfinden. Hat der Rote Riese mehr als acht Sonnenmassen, setzen am Ende des Heliumbrennens weitere Fusionsprozesse ein, bis er irgendwann als spektakuläre Supernova explodiert. Bei kleinerer Masse schrumpft der Rote Riese dagegen zum Weißen Zwerg.

 

2.2. Blaue Riesen

Blaue Riesen sind die strahlenden Giganten am Sternenhimmel: Wie Rote Riesen erstrecken sie sich bis auf hundert Sonnendurchmesser. Doch Blaue Riesen sind keine aufgeblähten ehemaligen Zwergsterne, sondern werden als Riesen geboren. Deshalb sind sie zwar von ähnlicher Größe wie Rote Riesen, haben aber viel mehr Masse: bis zu hundertfünfzig Sonnenmassen pressen sich auf den Kern des Sterns. Noch mehr Masse kann ein Stern kaum haben. Das sorgt für enormen Druck im Inneren und facht die Kernfusion an: Ähnlich wie Blaue Zwerge haben Blaue Riesen nur ein kurzes Leben, weil sie sich in enormer Geschwindigkeit verbrennen. In nur wenigen Millionen Jahren haben diese Riesenreaktoren ihren Wasserstoff zu Helium verschmolzen. Sie entwickeln viel Energie und hohe Oberflächentemperaturen bis zu 30.000 Grad - heiße, blau leuchtende Giganten des Spektraltyps O oder B. Durch ihre gewaltige Größe sind sie dazu sehr hell - oft gehören sie zu den obersten Leuchtkraftklassen I oder II. Rigel, der Fuß des Orions, ist ein strahlendes Beispiel. Am Ende seines kurzen Lebens, wenn das Heliumbrennen einsetzt, blähen sich die Hüllen des Blauen Riesens massiv aus - er wird zum Roten Überriesen.

 

2.3. Rote Überriesen

Rote Überriesen sind das strahlende Endstadium massereicher Sterne. Sie entstehen wie Rote Riesen, wenn sich nach dem Wasserstoffbrennen die äußeren Hüllen des Sterns aufblähen: Der Strahlungsdruck bläst den Stern auf wie einen Luftballon, während der Kern so stark zusammengepresst wird, dass die Heliumfusion einsetzt. Bei Roten Überriesen sorgen allerdings fünfzig Sonnenmassen und mehr für gigantische Ausmaße. Oft waren sie in ihrer Jugend schon Riesensterne. Die Hüllen können sich auf tausend Sonnendurchmesser ausdehnen und bringen dann mit ihrer großen Oberfläche extreme Leuchtkräfte hervor, obwohl sie selbst eher kühl sind. So hat etwa Antares, der Rote Riesenstern im Skorpion, weniger als 4.000 Grad Oberflächentemperatur, er ist also deutlich kühler als unsere Sonne. Doch weil sein Durchmesser fast fünfhundertmal größer ist, ist seine Leuchtkraft rund 40.000-mal höher. Er ist einer der hellsten Sterne am Firmament - und wird in einigen Millionen Jahren noch einmal mehr aufleuchten: Denn selbst wenn ein Roter Überriese seine extrem instabilen Hüllen verliert, hat er meist noch so viel Masse, dass er am Ende als gewaltige Supernova explodiert.

 

3. Extreme Sterntypen

Die meiste Zeit verbringen Sterne als Hauptreihensterne, die ganz allmählich in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium fusionieren und die so gewonnene Energie als Wärme und Licht abstrahlen. Doch alles hat ein Ende - auch der Wasserstoff eines Sterns. Wenn er zur Neige geht, erlebt der Stern einen dramatischen Wandel. Welchen, ist abhängig von seiner Masse. Sterne mit weniger als eine halbe Sonnenmasse wie Rote und Braune Zwerge, fristen ein unauffälliges Dasein: Der Kern erlischt und nach dem Schalenbrennen kühlen auch die Hüllen allmählich ab, bis sich der Stern unter seinem Eigengewicht zu einem Weißen Zwerg zusammenzieht und als Schwarzer Zwerg endet. Etwas schwerere Sterne blähen sich davor noch zu einem Roten Riesen auf, enden aber auch als Weißer Zwerg. Doch sehr schwere Sterne - ab etwa acht Sonnenmassen - enden in einem ganz großen Knall: einer Supernova: Die Hüllen werden abgesprengt und übrig bleibt ein extrem komprimierter Sternenrest - ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Oft ist das Ende eines Sternenlebens ein spektakulärer, hellleuchtender Abschied - und am Ende bleibt ein nicht mehr sichtbarer, aber sehr extremer Sternenrest.