Planeten sind ebenfalls kugelförmige astronomische Objekte, doch sie sind meist viel kleiner und leuchten nicht von selbst. Sie können aus Gas oder aus Gestein, Metall und Eis bestehen.

Genau wie der Erdmond leuchten sie nachts, weil sie von der Sonne angestrahlt werden und das Licht reflektieren.

Auch bei Sternschnuppen handelt es sich nicht um herabfallende Sterne. Stattdessen bestehen sie aus kleinen Brocken Gestein oder Metall, die in der Erdatmosphäre verglühen.

Die Sonne dagegen ist ein Stern. Sie befindet sich im Mittelpunkt unseres Planetensystems und ist damit der erdnächste Stern. Nach der Sonne musst Du ziemlich weit reisen, um zum nächsten Stern zu kommen: Proxima Centauri ist 4,2 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Doch woher weißt Du eigentlich, wie weit ein Stern entfernt ist? Stell Dir vor, Du beobachtest einen Stern ein Jahr lang. Auf einer Karte des Nachthimmels markierst Du jeden Monat seine Position. Dabei wird Dir auffallen, dass der Stern mit der Zeit seine Position ein bisschen zu ändern scheint.

Tatsächlich ist es allerdings die Erde, dich sich im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne bewegt. Deshalb siehst Du den Stern zu unterschiedlichen Zeiten im Jahr aus unterschiedlichen Blickwinkeln. Dies kannst Du Dir zu Nutze machen, um die Entfernung eines Sterns zu berechnen.

Sterne Parallaxe

Betrachte dazu die folgende Abbildung. Du siehst die Erde, wie sie in ihrer elliptischen Bahn die Sonne umkreist. Den Abstand von der Erde zur Sonne an den entferntesten Punkten bezeichnest Du als große Halbachse a.

Dabei gibt Dir die Größe r, die Entfernung von dem Stern zur Erde an.

Abb. 1: trigonometrische Parallaxe

Dabei bilden die gegenseitigen Entfernung von Erde, Sonne und Stern ein rechtwinkliges Dreieck mit dem Winkel p.

Genau dieser Prozess der stellaren Kernfusion findet in jedem Augenblick auch in der Sonne statt. Aufgrund ihrer Nähe, erreicht besonders viel Licht die Erde und die Sonne am Himmel scheint so viel größer als all die anderen Sterne. Doch tatsächlich ist die Sonne eher ein mittlerer bis kleiner Stern. Die Sterne am Nachthimmel sind einfach sehr weit entfernt. So weit, dass ihr Licht Millionen von Jahren braucht, um die Erde zu erreichen.

Ein Blick in den Sternhimmel gleicht also einem Blick in die Vergangenheit des Sterns. Manche der Sterne existieren vielleicht bereits nicht mehr. Doch Sterne sind mehr als nur helle Punkte am Nachthimmel. Was verbirgt sich im Inneren dieser gigantischen Plasmabälle?

Sterne Aufbau

Leider kannst Du nicht mit einem Raumschiff ins Innere eines Sterns fliegen, um seinen Aufbau zu erkunden: Du würdest augenblicklich verglühen. Genau dieses Problem haben Astronomen auch, sie nur die Oberfläche betrachten und anhand physikalischer Gesetze versuchen, die Vorgänge in ihrem Inneren zu modellieren.

Abb. 3: Aufbau der Sonne

Auf der obigen Abbildung siehst Du den Aufbau der Sonne, wie ihn sich Astrophysiker*innen vorstellen. Du kannst ihn als gutes Modell für den allgemeinen Aufbau eines Sterns nehmen.

Im Inneren eines Sterns ist der Kern. Dort sind die Temperaturen und der Druck am größten, sodass hier die Kernfusion stattfindet. Die Energie aus der Fusion wird dabei in Form von Photonen (Licht) abgegeben. Die Photonen passieren zunächst die Strahlungszone. Dort werden sie von der Materie immer wieder absorbiert und emittiert.

Irgendwann erreichen sie schließlich die Konvenktionszone und erhitzen diese. Das Gas der Konvektionszone dehnt sich aus und steigt an die Sternoberfläche, die Photosphäre. Dort gibt das Gas seine Wärme ab und sinkt wieder nach unten. Die Photosphäre strahlt die Energie schließlich nach außen ab.

Um den Stern herum befinden sich noch eine Atmosphäre, deren Schichten Du in Chromosphäre und Korona unterteilst. Dies sind Regionen aus nahezu vollständig ionisiertem Plasma.

Astrophysiker*innen vermuten, dass die meisten Sterne nach diesem Schema aufgebaut sind. Allerdings ist das Universum riesig und es gibt zahlreiche Sterne, die sich in ihrer Masse und damit auch den Bedingungen im Inneren des Sterns unterscheiden können. Doch wie viele Sterne existieren eigentlich im Universum?

Sterne Anzahl

Am Nachthimmel siehst Du unzählige dieser Sterne. Doch das ist längst nicht alles, am Nachthimmel siehst Du die erdnächsten und hellsten Sterne in unserer Galaxie, der Milchstraße. Die Milchstraße ist eine eher durchschnittlich große Spiralgalaxie mit etwa 300.000 Sternen.

Abbildung 4: Aufnahme des Hubble Teleskops ⁶ (Quelle: nasa.gov)

Doch die Milchstraße ist nicht die einzige Galaxie. Auf der Abbildung 4 siehst Du keine Sterne, jeder leuchtende Punkt ist eine ganze Galaxie mit mehreren hunderttausenden von Sternen.

Wie viele Sterne gibt es im ganzen Universum? Genau wissen wir das nicht und werden es vermutlich nie wissen. Astrophysiker*innen unterteilen das Universum in das sichtbare und das nicht-sichtbare Universum. Das nicht-sichtbare Universum ist ein Bereich so weit entfernt, dass uns kein Licht aus dieser Region des Universums erreicht.

Auch im sichtbaren Bereich des Universums können wir schwer alle Sterne zählen. Derzeitige Schätzungen liegen allerdings bei über 70 Trilliarden Sternen - eine Zahl mit 23 Nullen (10²³).

Sternenentwicklung

Doch woher kommen eigentlich all diese Sterne? Sterne entstehen, wenn sich an einem bestimmten Ort sehr viel Materie ansammelt und sich durch ihre eigene Gravitation so stark erhitzt, dass Kernfusion möglich wird. Im Laufe ihres Lebens durchlaufen Sterne verschiedene Stadien, dieser Prozess kann Millionen oder sogar Milliarden von Jahre dauern.

Um diese Sternenentwicklung genauer zu erkunden, wagst Du Dich auf deiner Reise weiter in die Tiefen des Alls vor.

Entstehung der Sterne

Das nächste Ziel deiner Reise ist der Sternennebel Westerhoud 40 (W40), den Du auf Abbildung 5 ⁷ siehst. Stellare Nebel (Sternennebel) sind riesige Ansammlungen von Gas und Molekülen in einer Region des Universums.

Es gibt zahlreiche verschiedene Arten von Nebeln, doch sind die Bedingungen genau richtig, so können sie die Geburtsstätten für neue Sterne werden. Viele dieser Molekülwolken bestehen zu über 70% aus Wasserstoff. Der Rest ist vor allem Helium mit Spuren anderer Elemente.

Abbildung 5: Sternennebel W40 ⁷ (Quelle: jpl.nasa.gov)

An einigen Stellen in diesen Wolken ist die Dichte an Gasmolekülen etwas höher. Dadurch zieht diese Stelle weitere Moleküle an. Je mehr Moleküle sich an einer Stelle sammeln, desto stärker wird dort die Gravitation und desto mehr Materie sammelt sich dort an: es entstehen sogenannte Globulen.

Die Globulen ziehen sich zusammen und erhitzt sich, wodurch Wasserstoff ionisiert wird. Dabei wird Wärmeenergie frei, die der Gravitation entgegen wirkt. Es entsteht ein sogenannter Protostern. Dieser Protostern beginnt zu rotieren, wodurch sich eine Scheibe aus Gas (Akkretionsscheibe) um ihn herum bildet. Dadurch zieht er weiterhin Materie aus seiner Umgebung anzieht und wächst.

Irgendwann hat der Protostern das meiste Gas in seiner Umgebung aufgenommen. Es folgt ein weiterer Kollaps aufgrund der Gravitation. Wenn der Protostern genügend Masse angesammelt hat, setzt nun in seinem Inneren die Kernfusion ein: ein Stern entsteht.

Fliegst Du ein wenig näher an W40 heran, siehst Du die hell leuchtenden Stellen im Nebel. Dort befinden sich junge Sterne und Protosterne. Astronomen*innen gehen davon aus, dass sich etwa 520 solcher Sterne im Zentrum von W40 befinden. Einige der jungen Sterne formen später Doppelsternsysteme. Doch was genau kannst Du Dir darunter vorstellen?

Doppelsterne

Diese Sterne befinden sich meist in ausreichend großem Abstand zueinander, sodass sie sich nur wenig gegenseitig gravitativ beeinflussen. Ansonsten würden sie sich gegenseitig absorbieren und einen viel massereicheren Stern bilden. Während viele dieser Sterne ihre eigenen Sternsysteme bilden, bleiben etwa zwei Drittel bei ihren kosmischen "Geschwistern".

Diese Sterne sind weit genug entfernt, um eigene Sterne zu bleiben, aber nah genug, um sich gegenseitig gravitativ zu beeinflussen. Dabei könne sich Doppelsternsysteme bilden: zwei Sterne die sich gegenseitig umkreisen.

Allerdings muss es nicht unbedingt bei einem Doppelsternsystem bleiben, es gibt auch Drei-, Vier- und Fünfachsternsysteme.

Solche Systeme können ebenfalls Planeten besitzen. Stehst Du auf der Oberfläche eines Planeten in einem Doppelsternsystem, kannst Du zum Beispiel den Auf- und Untergang von zwei Sonnen beobachten.

Astrophysiker*innen gehen davon aus, dass die meisten Sterne in einem Doppelsternsystem existieren. Ein System mit nur einem Stern (wie unser Sonnensystem) ist dagegen eher ein Sonderfall.

Sternenleben

Doch was passiert nun mit diesen jungen Sternen? Alle Sterne betreiben in ihrem Hauptstadium Kernfusion und erzeugen dabei große Mengen an Energie. Durch diesen Fusionsprozess entsteht ein Strahlungsdruck nach außen, der (zusammen mit dem Gas- und Zentrifugaldruck) dem nach innen gerichteten Gravitationsdruck entgegen.

Sterne können dieses Gleichgewicht so lange aufrechterhalten bis der Wasserstoff (ihr Hauptfusionmaterial) zu neige geht. Wie schnell der Wasserstoff im Kern eines Sterns verbraucht ist, hängt wesentlich von seiner Masse ab.

Je massereicher ein Stern ist, desto stärker ist der Gravitationsdruck nach Innen. Dies führt zu größeren Temperaturen in seinem Kern, wodurch Fusionsprozesse dort schneller ablaufen.

Massereiche Sterne scheinen also sehr heiß und sehr hell, aber auch sehr kurz. Der Begriff kurz beschreibt hier allerdings eine Zeitspanne in kosmischer Größenordnung.

Die Lebensdauer und Beschaffenheit eines Sterns ist also wesentlich von seiner Masse abhängig, entsprechend werden die verschiedenen Arten von Sternen klassifiziert.

Sterne Arten

Im Prinzip handelt es sich bei Sternen um riesige astronomische Objekte aus heißem Gas uns Plasma. Dennoch gibt es unterschiede bezüglich ihrer Masse und Größe, ihrer Zusammensetzung und ihrer Lebensdauer. Es wird also Zeit, die verschiedenen Sternarten kennenzulernen.

Sterne Größe

Deine Reise hat dich bereits zum Sternbild Canis Major gebracht. Dort befindet sich einer der größten Sterne der Milchstraße VY Canis Mayor Seine Masse beträgt ungefähr 40 Sonnenmassen, sein Radius etwa 1420 Sonnenradien.

Diese Maßeinheiten werden verwendet, um die enormen kosmischen Größen auszudrücken. Selbst die Masse der Sonne ist so unglaublich viel größer, als alles was wir uns im Alltag vorstellen können.

Abb. 6: Größenvergleich: VY Canis Major und die Sonne

Auf der obigen Abbildung siehst Du einen Größenvergleich zwischen unserer Sonne und VY Canis Major. Sterne können also sehr groß werden.

Die oberste Grenze für die Größe eines Sterns schätzen Physiker*innen auf etwa 300 Sonnenmassen.² Die unterste Grenze liegt bei etwa 8,7% der Sonnenmasse. ³

Sterne Fraunhofer Linien

Neben ihrer Größe, besitzen viele Sterne ein charakteristisches Spektrum. Anhand dessen kannst Du auf seine chemische Zusammensetzung schließen. Das erste Mal wurde diese Analyse von Joseph Fraunhof durchgeführt.

Abb. 7: Fraunhofer Linien

Um 1800 entdeckte Joseph Fraunhof im Spektrum der Sonne schwarze Linien, wie Du sie auf der obigen Abbildung siehst. Diese schwarzen Linien, die sogenannten Fraunhofer Linien, entstehen, wenn Elemente in der Atmosphäre des Sterns Licht von genau dieser Wellenlänge absorbieren.

Die schwarzen Striche werden mit Klein- und Großbuchstaben benannt. Zum Beispiel siehst Du die Linie E zwischen dem grünen und dem blauen Spektralbereich. Sie liegt auf der Wellenlänge von ca. 527 nm (Nanometer). Das Element Eisen (Fe) absobiert Licht von genau dieser Wellenlänge. Damit weißt Du, dass dieses Element in der Sonnenatmosphäre vorkommt.

Aufgrund ihrer Zusammensetzung und Temperatur leuchtet die Sonne in gelblich-orangen Farbtönen. Sterne anderer Spektralklassen, können jedoch auch in anderen Farben strahlen.

Sterne Spektralklassen

Bereits von der Erde aus, konntest Du sehen, dass die Sterne am Nachthimmel unterschiedlich hell leuchten. Hier in den Weiten des Alls ohne die Lichtverschmutzung der Städte, kannst Du sogar die unterschiedlichen Farben der Sterne sehen. Die Farbe eines Sterns hängt von seiner Oberflächentemperatur ab.

Heißere Sterne emittieren Licht mit hoher Frequenz und kleiner Wellenlänge, also am Ende des Spektralbereichs des sichtbaren Lichts. Dadurch erscheinen sie leicht bläulich. Weniger heiße Sterne erscheinen dagegen eher gelblich - orange oder rötlich.

Abb. 8: Spektralklassen

Je nach Masse, Zusammensetzung und Oberflächentemperatur teilst Du Sterne in Spektralklassen ein, wie Du auf der obigen Abbildung sehen kannst. Jede Spektralklasse besitzt einen Großbuchstaben, wobei die Hauptspektralklassen die folgenden Buchstaben besitzen: O, B, A, F, G, K, M.

Die Reihenfolge der Buchstaben geht von Sternen der heißesten, massereichsten Spektralklasse O bis hin zu den vergleichsweise kühleren Sternen.

Auch innerhalb einer Spektralklasse gibt es Sterne unterschiedlicher Größe, Helligkeit und Temperatur. Deshalb kannst Du Sterne weiter durch die Ziffern 0-9 einordnen, wobei 0 für die heißesten Sterne einer Spektralklasse stehen.

Die Spektralklasse eines Sterns verrät Dir also bereits viel über seine Beschaffenheit. Die Beziehung zwischen Oberflächentemperatur, Spektralklasse und Leuchtkraft kannst Du sogar graphisch darstellen.

Hertz-Sprung-Russel Diagramm

Gegenüber der relativen Leuchtkraft, kannst Du optional die absolute Leuchtkraft, gegenüber der Spektralklasse die zugehörige Oberflächentemperatur eintragen.

Sterne, die bereits sehr groß waren bevor das Heliumbrennen eingesetzt hat, werden zu Überriesen oder sogar zu blauen Riesen.

Weiße Zwerge

Das Riesenstadium ist um einiges kürzer als die die Hauptreihenphase. Der Stern expandiert während des Heliumbrennens weiter und stößt irgendwann seine äußere Hülle ab. Ist die Masse des Sterns zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen, erlischt nun auch das Heliumbrennen und der Stern zieht sich durch seine Eigengravitation zu einem weißen Zwerg zusammen.

Diese Sterne sind unglaublich dicht, fasst die gesamte Masse des ursprünglichen Sterns ist nun auf eine Kugel mit einem Radius von ein bis zwei Erdradien komprimiert.

Sterne mit einer Masse zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen, durchlaufen vorher noch die Phase des Kohlenstoffbrennens. Dabei entsteht das Element Eisen, die Fusion von Eisen erzeigt keine weitere Energie und so stoßen diese Sterne ebenfalls ihre Hülle ab und werden zu weißen Zwergen.

Neben den weißen Zwergen, gibt es noch rote und braune Zwerge. Das sind Sterne, die sich noch in ihrem Hauptstadium befinden. Sie sind allerdings sehr klein und leuchten nur sehr schwach in rötlich-braun. Sie werden irgendwann ebenfalls zu weißen Zwergen.

Supernovae

Doch das wohl spektakulärste Ende haben wohl Sterne, deren ursprüngliche Masse über 3 Sonnenmassen liegt. Diese fusionieren ebenfalls einen Großteil ihrer Materie im Kern zu Eisen. Anschließend erlischt die Kernfusion und der Stern zieht sich innerhalb von Millisekunden zusammen.

Die äußere Hülle des Sterns wird vom stellare Kern reflektiert und wird nach außen geschleudert. Dieses Phänomen trägt den Namen Supernova. Kurzzeitig leichten diese Supernovae heller als ganze Galaxien.

In dieser enormen Explosion entstehen die meisten der schwereren Elemente im Universum, wie zum Beispiel Kupfer oder Gold. Aus den Überresten der Supernova bilden sich häufig Sternennebel. Aus diesen können wieder neue Sterne entstehen.

Gleichzeitig kollabiert der Kern des ursprünglichen Sterns weiter unter seiner eigenen Gravitation.

Neutronensterne

Wieder entscheidet die Masse des Sterns, was als nächstes passiert. Hat des Stern weniger als 40 Sonnenmassen, entsteht ein Neutronenstern. Der Druck ist so stark, dass die Elektronen in den Atomkern gedrückt werden und mit den Protonen zu Neutronen werden.

Neutronensterne sind mit die kompaktesten Objekte in unserem Universum. Ein Großteil des ursprünglichen Masse haben sie in der Supernova ins All geschleudert. Doch etwa 2 Sonnenmassen bleiben zurück, die nun auf ein Objekt mit dem Radius einer Kleinstadt komprimiert wurden.

Schwarze Löcher

Noch größere Sterne kollabieren unaufhaltsam weiter. Sie werden so dicht, dass ihre Gravitation die Raumzeit krümmt und nicht mal Licht kann ihrer Anziehungskraft entkommen: ein schwarzes Loch entsteht.

Schwarze Löcher sind die dichtesten Objekte im Universum. Sie ziehen alle Materie an, die ihnen zu nahe kommt und verschlucken dabei sogar ganze Sterne. Schwarze Löcher sind so extrem, dass wir sie mit unseren derzeitigen physikalischen Modellen nicht genau beschreiben können. Niemand weiß genau, was sich im Inneren eines schwarzen Lochs befindet.

Nachdem Du sogar die extremsten Objekte in unserem Universum besucht hast, wird es Zeit zur Erde zurückzukehren. Im folgenden findest Du noch eine Übersicht der wichtigsten Fakten zu Sternen, vielleicht erinnerst Du Dich daran, wenn Du das nächste Mal in den Nachthimmel schaust.