Die Sterne

Sterne entstehen in Gas- und Staubwolken (interstellare Materie). Eine große Wolke kann sich aufgrund ihrer eigenen Gravitation zusammenziehen. Im Laufe der Zeit zerfällt sie in einige hundert kleinere Wolken, von denen sich jede einzelne weiter zusammenzieht und so weit aufheizt, dass sie sich schließlich zu einem Protostern entwickelt. Protosterne sind rot gefärbt, und man kann sie im infraroten Wellenlängenbereich beobachten. Man findet sie in denjenigen Bereichen des Milchstrassensystems, in denen vermehrt Gas und Staub auftritt. Ein Protostern zieht sich unter seiner eigenen Gravitation weiter zusammen, bis er schließlich in seinem Zentrum heiß genug ist (etwa 15 Millionen Kelvin), um die Verschmelzung von vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern (Kernfusion) in Gang zu setzen. Sobald dies geschehen ist, ziehen sich seine Randbereiche ebenfalls enger um ihn zusammen. Jetzt sieht er aus wie ein normalen Stern, aber mit einer etwas zu blauen Farbe. Sterne in diesem Zustand bezeichnet man als T Tauri-Sterne.

Gravitation ist die beherrschende Kraft für alle Objekte im Weltall, die deutlich größer sind als Moleküle. Sie zieht Materie zusammen und wirkt damit der allgemeinen Expansion des Weltalls entgegen.

Sterne leuchten deshalb, weil sie Energie abstrahlen, die in ihrem Innern durch Kernfusion freigesetzt wird. Irgendwann ist dieses Kernbrennmaterial erschöpft, und der Stern muss sich deshalb zu einem anderen Stadium hin entwickeln. Die Zeitskalen der Sternentwicklung liegen zwischen einigen hunderttausend und einigen Milliarden Jahren. Daraus ist ersichtlich, dass man die Entwicklung eines einzelnen Sterns nicht direkt beobachten kann. Die Theorie der Sternentwicklung baut auf physikalischen Modellvorstellungen über das Sterninnere auf. Sie liefert eine hinreichend genaue Beschreibung der Entwicklung jedes einzelnen Sterns und kann durch die Beobachtung von Sternen, die sich in den jeweiligen theoretisch berechneten Entwicklungsphasen befinden, nachgeprüft werden.

Sobald das Wasserstoffbrennen im Zentrum eines Sterns in Gang gesetzt ist, nimmt der Stern eine stabile Gestalt an. Seine Gravitation und die Strahlung aus seinem Zentrum erreichen ein Gleichgewicht kommen und seine Kontraktion beenden. Diesen Zustand bezeichnet man als hydrostatisches Gleichgewicht. Es ist der längste Abschnitt in der Entwicklung eines Sterns. Die Astrophysiker sagen, der Stern befindet sich jetzt auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Trägt man die Leuchtkraft der Sterne gegen ihre Oberflächentemperatur (oder den Spektraltyp) auf, so liegen die meisten Sterne auf einer Linie, die diagonal von links oben nach rechts unten verläuft. Diese Linie nennt man "die Hauptreihe". Am oberen Ende der Hauptreihe finden wir die weiß-blauen O-Sterne; unterhalb setzt sich die Reihe mit B, A, F, G, K, M fort. Beispiele für O-Sterne sind die Komponenten Theta Orionis, des berühmten "Trapezes" im Orion. Die hellsten blauen Mitglieder des Orions sind typische B-Sterne. Sirius ist ein A-Stern und Procyon gehört zur Klasse F. Um einen G-Stern zu sehen, brauchen wir nicht weiter als bis zur Sonne zu schauen. K- und M-Hauptreihensterne besitzen nur sehr geringe Leuchtkräfte und fallen daher nicht weiter auf, obwohl sie den häufigsten Sterntyp darstellen. Der hellste Haupreihenstern ist Tau Ceti. Mit bloßen Auge ist kein einziger M-Hauptreihenstern beobachtbar; Barnards Pfeilstern sei hier als Beispiel genannt.
Hauptreihensterne sind in ihren Eigenschaften sehr ähnlich. Die Sonne bleibt etwa 10 Milliarden Jahre in diesem Zusand, von denen bereits die Hälfte vergangen sind. Die Unterschiede zwischen den Sternen kommen durch deren unterschiedliche Massen zustande. Massereiche Sterne unterscheiden sich wesentlich von sehr massearmen Sternen. Der Massebereich ist relativ groß. Massereiche Sterne sind stärker blaugefärbt, bis zu 100000 mal heller als unsere Sonne und haben eine Lebenserwartung von nur ein paar Millionen Jahren. Die massereichsten Sterne besitzten etwa 100 Sonnenmassen. Oberhalb dieser Masse ist ein Stern nicht mehr sehr stabil.
Die masseärmsten Sterne enthalten weniger als ein Zwanzigstel der Sonnenmasse. Unterhalb dieser Masse wird ein Stern nicht heiß genug, um die Kernfusion in Gang zu setzen; er wird zu einem Braunen Zwerg. Diese extrem massearmen Sterne sind so schwach, dass sie nur sehr schwer zu finden sind. Ihre Leuchtkraft beträgt nur ein ein hunderttausenstel der Sonnenleuchtkraft. Da diese Sterne aber extrem sparsam mit ihren Energiereserven umgehen, haben sie eine sehr hohe Lebenserwartung.

Die Struktur eines Sternes wurde in den zwanziger Jahren unseres Jahrhunderts von Sir A. Eddington berechnet. Sie kann als eine mathematische Funktion dargestellt werden und ist für alle normalen Sterne gleich. Der innere Aufbau eines Hauptreihensterns hängt von seiner Masse ab. Massereiche Sterne haben einen konvektiven Kern (d.h. der Energietransport im Kern efolgt durch Konvektion) und einen Mantel, in dem der Energietransport mittels Strahlung erfolgt. Masseärme Sterne wie die Sonne besitzen einen Kern, in dem der Energietransport mittels Strahlung erfolgt und einen konvektiven Mantel. Die Konvektion im Kern eines massereichen Sterns führt zu einer homogenen Zusammensetzung innerhalb des Kerns und bestimmt Einzelheiten der nächsten Entwicklungsphase. Irgendwann geht der Wassserstoffvorrat im Kern eines Sterns zu Ende. Wenn die zentrale Energiequelle erschöpft ist, zieht sich der Kern unter seiner eigenen Gravitation zusammen und heizt sich weiter auf, bis die Wasserstoff-Fusion in einer kugelsymmetrischen Hülle um den Kern, in der sich noch ausreichend viel Wasserstoff befindet, einsetzen kann ("Wasserstoff- Schalenbrennen"). Wenn dies eintritt, expandieren die äußeren Bereiche des Sterns beträchtlich und kühlen sich dabei bis auf ca. 3000 bis 4000K ab. Sterne mit dieser Oberflächentemperetur haben eine rote Farbe. Man sagt, der Stern ist zu einem Roten Riesen bzw. einen Roten Überriesen geworden. Die Entwicklungsdauer bis zum Stadium eines Roten Riesen hängt von der Masse ab. Ein massearmer Stern entwickelt sich allmählich parallel bis zur Erschöpfung des Wasserstoffvorrats, die vom Zentrum nach außen voranschreitet, zu einem Roten Riesen. Ein massereicher Stern erreicht schnell das Rote-Riesen-Stadium, weil der Wasserstoff im gesamten konvektiven Kern gleichzeitig zu Ende geht. Rote Riesen kann man wegen ihrer großen Leuchtkraft noch in großer Entfernung beobachten. Die Zentraltemperatur bei Roten Riesen erreicht 100 Millionen Kelvin, und im Kern setzt die Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff ein.
Bei massearmen Sternen beginnt diese Heliumfusion plötzlich (Helium-Flash); der Stern verringert seinen Radius und wird zu einem stärker blaugefärbten und schwächeren Stern. Anschließend kann er sich wieder zurück zu einem Roten Riesen entwickeln. Bei massereichen Sternen setzt die Heliumfusion allmählich ein, und der Stern bleibt ohne Unterbrechung ein Roter Riese.

Nachdem das Helium im Kern zu Kohlenstoff verschmolzen ist, zieht sich der Kern des Sterns erneut zusammen und heizt sich weiter auf. Bei massearmen Sternen steigt die Zentraltemperatur nicht weit genug an, um die Kohlenstoff-Fusion in Gang zu setzen. Die äußeren Bereiche des Sterns kontrahieren und kühlen anschließend ab, so dass der Stern zu einem Weißen Zwerg wird. Mit großer Wahrscheinlichkeit stößt der Weiße Zwerg, noch bevor er sich merklich abgekühlt hat, seine äußeren Bereiche in Form eines planetarischen Nebels ab. Es gibt zahlreiche Weiße Zwerge; man kann sie jedoch wegen ihrer geringen Helligkeit nur schwer beobachten.

Bei massereichen Sternen führt die Kontraktion des Kohlenstoffkerns zu weiteren Formen der Kernfusion, bei der immer schwerere Elemente bis hin zum Eisen aufgebaut werden. Ist dieser Punkt erreicht, kollabiert der Kern mit größter Wahrscheinlichkeit explosionsartig (Gravitationskollaps). Die Explosion findet jedoch nicht im Zentrum, sondern außerhalb statt. Nach dem dritten Newtonschen Axiom (Kraft = Gegenkraft) muss die Explosion, die mehrere Sonnenmassen Materie mit Geschwindigkeiten von vielen tausend km/s nach außen schleudert, auch einen entsprechend großen Stoß nach innen auf den Kern ausüben. Durch diese Implosion wird der ohnehin schon außerordentlich dichte, Weiße-Zwerg-ähnliche Kern noch weiter zusammengepresst. Schließlich verschmelzen die Protonen und Elektronen zu Neutronen und bilden einen Neutronenstern. Möglicherweise entstehen bei einigen Supernova auch Schwarze Löcher.

Ein aufmerksamer Beobachter stellt bei der Durchmusterung einer Himmelsgegend mit dem Feldstecher oder einem kleinen Fernrohr recht bald Stellen fest, wo zwei Sterne gleicher oder verschiedener Helligkeit auffällig nahe beieinander stehen. Auch schon mit freiem Auge lassen sich Sterne ausmachen, die sich verhältnismäßig nahe sind.

Die Astronomen messen den scheinbaren Abstand von Einzelstenen zueinander im Winkelmaß. Es gibt eine Faustregel, die besagt: Wir haben es mit einem visuellen Doppelstern zu tun, wenn der Winkelabstand nicht größer ist als

Innerhalb eines Systems werden die Komponenten der Helligkeit nach durch Buchstaben identifiziert. Der Hauptstern bekommt den Buchstaben A, der Begleiter B und C, D usw. für eventuelle entferntere Begleiter.

Stehen die beiden Sterne nur scheinbar beieinander, d.h., liegen sie nur zufällig nahezu auf der gleichen Sichtlinie des Beobachters, bezeichnet man sie als optische Doppelsterne. Während die Komponenten solcher Sternpaare meist völlig verschiedene Entfernungen von der Erde haben, physikalisch also nichts miteinander zu tun haben, bilden die Komponenten physischer Doppelsterne echte physikalische Systeme, da sie um ihr gemeinsames Gravitationszentrum kreisen. Die beiden genannten Kategorien bilden die Gruppe der visuellen Doppelsterne, da sie mit visuellen Methoden (Auge, Fernrohr) getrennt werden können. Dabei können visuelle Doppelsterne selbst mit den größten Fernrohren aufgrund des begrenzten Auflösungsvermögens und der Luftunruhe nur dann aufgelöst werden, wenn der Winkelabstand der Komponenten größer als etwa 0,1" ist.

Doppelsterne sind nicht selten. Ihre Umkreisung (Periode) dauert von wenigen Stunden bis zu vielen Jahrtausenden. In der Regel ist die Bahn der Doppelsterne mit kurzem Perioden kreisförmig. Langperiodische Doppelsterne dagegen haben oft recht exzentrische Bahnen. Für die Wissenschaftler sind Doppelsterne sehr wichtig. Ist die Bewegung eines Sternpaares nicht allzu langsam, lässt sich seine Bahn bestimmen. Ist außerdem noch die Entfernung berechenbar, steht der Bestimmung der Massen nichts mehr im Weg. Sternmassen verraten sich nur, wenn zwei oder mehr Sterne ihre Bahn nach den Gesetzen der Gravitation ziehen. Deshalb ist die Beobachtung der Doppelsterne so überaus bedeutsam für die Astrophysik.

Geradezu spektakulär wird die Doppelsternbeobachtung obendrein bei solchen Paaren, die einen sogenannten "dunklen Begleiter" haben. Das ist zum Beispiel bei dem unserem Sonnensystem zweitnächsten Stern, Barnards Stern, der Fall. Oder bei dem Stern 61 im Sternbild Schwan. Wegen seiner verhältnismäßigen Nähe konnte an diesem Fixstern zum erstenmal in der Geschichte der Himmelskunde eine trigonometrische Parallaxe genau gemessen werden. Außerdem ist der Stern ein visueller Doppelstern: Der hellere Partner hat 5,4^m, der schwächere die scheinbare Helligkeit 6,2^m. Der Winkelabstand von 28 Bogensekunden macht die Beobachtung mit dem kleinen Fernrohr möglich. Der Astronom K. A. Strand konnte nachweisen, dass noch ein weitere unsichtbarer Himmelskörper vorhanden ist, der einen Stern des Doppelsterns umkreist. Spannend wird diese Entdeckung aber erst durch folgende Feststellung: "Insbesondere hat unsere zweitnächster Nachbar, Barnards Stern mit dem Spektraltyp M5V und genähert 0,15 Sonnenmassen, einen Begleiter von nur 0,0015 Sonnenmassen oder genähert 1,6 Jupitermassen. Wir beobachten hier ein zweites Planetensystem in 1,84 pc Entfernung" - so Professor Unsöld in seinem Buch "Der neue Kosmos". 1,84 pc heißt 1,84 parsec, die Einheit für die Entfernung von Fixsternen und Sternsystemen. Ein pc entspricht 3,26 Lichtjahre. Das Licht von Barnards Stern ist also 6 Jahre zu uns unterwegs. Für kosmische Dimensionen eine erstaunlich kurze Zeit. Man darf tatsächlich von einem Fixstern-Nachbarn sprechen.

Zweites Planetensystem?! Die Doppelsternbeobachtung eröffnet neue Perspektiven. Denn die Erwartung ist gerechtfertigt, dass es noch eine größere Anzahl von Doppelsternen mit planetenartigen Begleitern gibt.

Es gibt recht unterschiedliche Paare unter den Doppelsternen, dabei sind 5% aller Doppelsterne Mehrfachsysteme. Die Sterne unterscheiden sich nach Farbe, Helligkeit und Größe. Dieses macht sich bereits bei der visuellen Beobachtung deutlich bemerkbar. Ist der Unterschied an scheinbarer Helligkeit groß wird die Trennung durch den hellen Stern schwierig. Jedes Fernrohr mit einem bestimmten Objektivdurchmesser hat eine gewisse Trennfähigkeit für Doppelsterne. Es gibt dafür eine Formel:

Danach trennt ein Fernrohr mit 100mm Öffnung noch Doppelsterne mit einem Winkelabstand von 1,17", vorausgesetzt, dass beide Komponenten gleich hell sind. Bereits eine Größenklasse Unterschied in der scheinbaren Helligkeit der Komponenten erschwert die Trennbarkeit. Zur Überprüfung der optischen Qualitäten eines Fernrohres eignen sich Doppelsterne recht gut. Die Position des Begleiters zum Hauptstern ist gekennzeichnet durch die Distanz in Bogensekunden, zum anderen durch den Positionswinkel, der in Grad von Nord über Ost, Süd, West von 0 bis 360 gezählt wird. Listen mit Doppelsternen, die für Feldstecher und kleine Astro-Fernrohre geeignet sind, veröffentlichen häufig die astronomischen Jahrbücher. Eine Zusammenstellung von 313 doppelten und mehrfachen Systemen und Komponenten bis zur Größe 8,5^m und Distanz zwischen 1" und 30" enthält das "Handbuch für Sternfreunde"; das auch genaue Beobachtungsanleitungen einschließlich Mikrometermessungen gibt.

Der erste visuelle Doppelstern wurde 1650 von G.B. Riccioli entdeckt, als er den mittlern Deichselstern im Großen Wagen (Mizar) beobachtete. Dabei bemerkte er, dass der Stern in Wirklichkeit doppelt ist, wobei die Komponenten einen Abstand von 14" aufweisen. Sie lassen sich leicht in jedem kleinen Amateurfernrohr mit 50mm Öffnung trennen. Im Laufe der Zeit wurden immer mehr Doppelsterne entdeckt.
Zuerst nahm man an, das Doppelsterne nur zufällig - von der Erde aus gesehen - nahe beieinander stehen. Es dauerte bis 1767 bevor man erkannte, dass Doppelsterne durch den Einfluß eines "allgemeinen Gesetzes" miteinander verbunden sind. Die Bestätigung dieser Hypothese gelang 1803 durch W. Herschel. Bei dem Versuch die Entfernung des Sterns Castor mittels Parallaxe zu bestimmen, fand Herschel heraus, dass beide Sterne um ihr gemeinsames Gravitationszentrum rotieren und dass die Bewegung von Castor B relativ zum Hauptstern damit erklärt werden konnte. Dadurch war der Beweis erbracht, dass das Gravitationsgesetz auch außerhalb des Sonnensystems gilt.

Wer sich ein wenig mit dem gestirnten Himmel beschäftigt, wird bald erkennen, dass es sternreichere und sternärmere Gebiete gibt. Davon gibt es zwei Arten, die sich nach Größe und Aufbau grundlegend unterscheiden: einmal die offenen Sternhaufen, dann die Kugelsternhaufen. Offene Haufen sind in der Milchstrassenebene konzentriert und werden deshalb auch als galaktische Haufen bezeichnet.

Im Feldstecher oder im Fernrohr erscheinen offene Sternhaufen als lockere Ansammlung von Sternen. Die Tendenz der Sterne in Gruppen aufzutreten, setzt sich von den Doppel- und Mehrfachsystemen über die Assoziationen zu den Sternhaufen fort. Alle offenen Sternhaufen sind Mitglieder unseres Milchstrassensystems, dabei treten sie in der galaktischen Ebene häufiger auf. In unseren Milchstrassensystem schätzt man die Zahl der offenen Sternhaufen auf über 10000. Davon sind aber wegen der vielen Dunkelwolken in der galaktischen Scheibe nur etwa 1000 zu sehen. Ihre Ausdehnung im Weltraum liegt bei einigen parsec bis etwa 50 parsec. Entfernt sind die offenen Sternhaufen zwischen 100 und 10000 parsec. Zu den bekanntesten gehören die Plejaden, die Hyaden, die Praesepe und der Doppelsternhaufen h und Chi Persei. Eine Trennung der Mitgliedsterne eines Haufens von Vordergrund- oder Hintergrundsternen ist nicht immer ohne weiteres möglich. Gemeinsame Eigenbewegungen oder Radialgeschwindigekeiten können den Aufschluss geben. Je näher ein offener Sternhaufen ist, um so mehr sind seine Sterne verteilt. Die Zuordnung zur gleichen Familie lässt sich dann nur noch auf Grund der Geschwindigkeiten und Bewegungsrichtung bestimmen. Bei den entfernten sternreichen Haufen kann man auch statistische Mittel anwenden.

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Kugelhaufen

Kugelhaufen sind nahezu kugelförmige Sternhaufen hohen Alters. Als unsere Galaxie aus der ursprünglichen gigantischen Gaswolke kondensierte, war sie annähernd sphärisch geformt. Mit dem Voranschreiten des Kollapses begann sich die Rotation der Wolke auszuwirken, die sie von einer nahezu kugelsymmetrischen schließlich in eine scheibenförmig-abgeplattete Gestalt überführte. Unabhängig davon bildeten sich in den frühesten Phasen des Kollapses in einigen lokal dichteren Gebieten Sterne. Diese Sterne sind die ältesten in unserer Galaxie und besitzen eine nahezu sphärische Verteilung, die gemeinhin als galaktischer Halo bezeichnet wird. Sie sind nicht sehr zahlreich - ausgenommen einige hundert spezifische Regionen, wo sich aus den Verdichtungen der ursprünglichen Gaswolke immense Mengen von ihnen gebildet haben. Die daraus resultierenden Stern-Konglomerate sind als Kugelsternhaufen bekannt, da jeder von ihnen nahezu kugelförmige Gestalt besitzt. Kugelsternhaufen bieten einen eindrucksvollen Anblick. Schaut man durch ein eher kleines Teleskop, so sieht man einen verwaschenen Fleck. Durch ein großes Fernrohr wird das nebelartige Gebilde in viele Tausende von Einzelsternen aufgelöst, die sich zum Zentrum hin so stark verdichten, daß man sie dort mit einem erdgebundenen Fernrohr herkömmlicher Bauart nicht völlig trennen kann. Neue Maßstäbe setzte hier allerdings das 1990 gestartete Hubble Telescope. Während die Sterndichte in den Randbezirken eines Kugelhaufens die Sterndichte in Sonnenumgebung um etwa das 10fache übertreffen dürfte, erreicht sie im Haufenzentrum vermutlich einen 10000fachen Wert. Große Kugelsternhaufen enthalten bis zu mehrere Millionen Sterne.
In einem Kugelhaufen sind außergewöhnlich viele Sterne in einem kugelförmigen Raum von 50-150 Lichtjahren Durchmessser dicht an dicht gepackt. (10^5-10⁷Sterne) Man kennt mehr als 100 Kugelsternhaufen, die über den ganzen Himmel verstreut liegen.

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20"	für Sterne mit der scheinbaren Helligkeit 4^m,
10"	für Sterne mit 6^m,
5"	für Sterne mit 9^m,
3"	für Sterne mit 11^m,
1"	für Sterne, die weniger hell sind.