Zustandsgrößen

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

Hydrostatisches Gleichgewicht

Bei einem stabilen Stern (Hauptreihenstern) besteht ein Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft, die den Stern zusammenziehen will, und dem Strahlungsdruck, der den Stern auseinandertreiben will, das sogenannte hydrostatische Gleichgewicht. Ist ein Stern kleiner als sein Gleichgewichtszustand, wird er sich etwas ausdehnen, ist ein Stern größer als sein Gleichgewichtszustand, wird er sich etwas zusammenziehen.

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 Kelvin, weiße zwischen 7.000 und 10.000, gelbe zwischen 4.000 und 7.000, orange zwischen 2.000 und 4.000 und rote Sterne liegen darunter. Unsere Sonne, ein gelber Stern, hat eine Oberflächentemperatur von 5.500 Kelvin.

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. Dazu wurden Standardsterne mit einem ganz bestimmten Spektrum definiert, die mit verschiedenen Buchstaben bezeichnet wurden.

Diese Spektralklassen der Sterne wurden zunächst nach der Komplexität ihrer Spektren geordnet. Später erschien es aber sinnvoller, die Spektralklassen nach den Temperaturen der Sterne zu ordnen. Damit kamen die Buchstaben der einzelnen Spektralklassen 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 500 und 2.000 Kelvin und leuchten schwach rot.

Daneben gibt es noch drei spezielle Spektralklassen, die für Rote Riesen bestimmt sind und 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 Spektralklasse 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.

Aus alter Zeit stammen noch die Bezeichnungen früh, mittel und spät. Die Spektralklassen O, B und A wurden als früh, F und G als mittel, und K und M als spät bezeichnet. Auch bei den Unterklassen findet man diese Bezeichnungen noch heute. Dabei gelten z. B. bei den Roten Zwergen die Klassen M0 und M1 als früh, und M8 und M9 als spät.

Daneben findet man auch zusätzliche Buchstaben, z. B. M5e oder dM5. Diese bedeuten:

Zusätzliche Bezeichnungen
c	crisp	Sehr scharfe Spektrallinien
comp	composite	Zusammnegesetztes Spektrum
d	dwarf	Zwergstern auf der Hauptreihe
e	emission	Emissionslinien durch Flare-Aktivität
g	giant	Riesenstern
k		Interstellare Absoprtionslinien
m		Metalllinien
n	nebulous	Diffuse Spektrallinien
p	peculiar	Besonderheiten bei der Spektrallinienintensität
s		Scharfe Spektrallinien
sd	sub dwarf	Unterzwerg
v	variable	Variables Spektrum
w	white dwarf	Weißer Zwerg

Häufig findet man hinter der Spektralklasse auch die Leuchtkraftklasse angegeben, die gleich beschrieben werden. Bei unserer Sonne wäre das z. B. die Angabe G2 V.

Für Kohlenstoffsterne wird heute meist das System von Morgan und Keenan verwendet:

Klasse	Entspricht	Temperatur
C0	G4 - G6	4.500
C1	G7 - G8	4.300
C2	G9 - K0	4.100
C3	K1 - K2	3.900
C4	K3 - K4	3.650
C5	K5 - M0	3.450
C6	M1 - M2	-
C7	M3 - M4	-

Leuchtkraft

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	Ia-0: Sehr leuchtkräftige Überriesen oder Hyperriesen Ia+: Sehr leuchtkräftige Überriesen oder Hyperriesen Ia: Leuchtkräftige Überriesen Iab: Überriesen mittlerer Leuchtkraft Ib: Überriesen schwächerer Leuchtkraft
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 als die Sonne haben, z. B. nur 0,1 Sonnenmassen. Dann gibt es wiederum Sterne, die erheblich mehr Masse als die Sonne haben, z. B. 5 oder sogar 80 Sonnenmassen.

Bei Sternen gibt es eine obere Massegrenze, die bei über 100 Sonnenmassen liegt. Die sogenannte Eddington-Grenze ist eine Grenze für die Leuchtkraft eines Sterns. Die Leuchtkraft nimmt ja bekanntlich mit der Masse eines Sterns zu. Oberhalb der Eddington-Grenze erzeugt ein Stern soviel Strahlung, dass er durch den Strahlungsdruck auseinandergetrieben wird.

Allerdings ist es nicht so, dass massereichere Sterne wie die Sonne auch immer größer wie diese sind. Weiße Zwerge oder Neutronensterne sind kleiner als 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.

Metallizität

Als Metalle werden in der Astronomie alle Elemente schwerer als Helium bezeichnet. Die Metallizität bezeichnet also den Anteil aller Elemente in einem Stern, die schwerer sind als Helium. Die Metallizität läßt sich angeben in Prozent der Gesamtmasse. Meist wird sie aber in einem Verhältnis der Eisen- zu Wasserstoffatomen angegeben. Bei der Sonne beträgt dieses:

Auf ein Eisenatom kommen bei der Sonne 31.000 Wasserstoffatome. Die übliche Angabe [Fe/H] ist ein logarithmiertes Verhältnis der Eisen- zu Wasserstoffatome des Sterns und der Sonne:

Die Metallizität der Sonne beträgt nach dieser Formel Null. Sterne mit einer höheren Metallizität als die Sonne haben positive Werte, Sterne mit einer niedrigeren Metallizität als die Sonne negative Werte.

Sterne werden anhand ihrer Metallizität in drei Populationen eingeteilt:

Population I	metallreich	Sterne in der galaktischen Scheibe
Population II	metallarm	Sterne im galaktischen Zentrum und im Halo
Population III	metallfrei	Sterne der ersten Generation (nach dem Urknall)

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.

Strahlungskern und Konvektionszonen

Sterne wie die Sonne haben im Innern einen Strahlungskern, d. h. die Energie wird hier überwiegend durch Strahlung übertragen. Dieser Strahlungskern ist von einer Konvektionszone umgeben. In dieser äußeren Konvektionszone wird die Energie durch Konvektion und nicht durch Strahlung übertragen.

Massearmen Sterne ab etwa 0,35 Sonnenmassen (Rote Zwerge) besitzen keinen Strahlungskern, d .h. ihr Inneres ist komplett konvektiv. Bei Sternen mit mehr als etwa 1,5 Sonnenmassen ist dagegen der innere Kern konvektiv, während im äußeren Bereich die Energie durch Strahlung transportiert wird.

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	2 Milliarden Grad	8	Schwefel Phosphor Silizium Magnesium
Siliziumbrennen	3 Milliarden Grad	8	Nickel Cobalt Eisen

Bei den letzten Fusionsstufen wird die Brenndauer immer kürzer. Während das Wasserstoffbrennen bei einem Zwergstern Milliarden von Jahren andauert, dauert das Neonbrennen bei einem massereichen Stern nur etwa 10 Jahre, das Sauerstoffbrennen etwa 5 Jahre und die letzte Fusionsstufe, das Siliziumbrennen, nur noch wenige Tage - danach ist das Silizium zu Eisen fusioniert.

Schalenbrennen

Wenn im fortgeschrittenen Lebensalter eines Sterns sein Wasserstoff im Kern langsam zu Helium fusioniert ist, erlischt die Wasserstofffusion. Dabei geht der Strahlungsdruck im Kern langsam zurück, wobei die Gravitation jetzt überwiegt und der Kern schrumpft. Dabei nehmen Druck und Temperatur zu und wenn der Stern genügend Masse besitzt, zündet die nächste Fusionsstufe und es wird Helium zu Kohlenstoff fusioniert.

Durch die Heliumfusion im Kern wird in einer Schale um den Kern herum die Temperatur stark steigen, so dass der hier vorhandene Wasserstoff ebenfalls zündet. Allerdings passiert das nicht gleichmäßig. Denn durch das Einsetzen der Heliumfusion werden die äußeren Bereiche des Sterns und damit auch die Wasserstoffschale um den Kern nach außen getrieben. Wenn sich die Wasserstoffschale aufbläht und vom Kern entfernt, nimmt der Druck in ihr wieder ab so dass das Wasserstoffbrennen in der Schale gestört wird. Wie viel Wasserstoff in der Schale um den Kern weiter fusioniert, ist abhängig von der Masse des Sterns und von vielen anderen Dingen z. B. von der Fläche der Schale oder dem Masseverlust des Sterns durch Sternwind.

Andererseits ist auch das Heliumbrennen im Kern nicht stabil. Da die Heliumfusion intensiver ist als die Wasserstofffusion, wird hier auch mehr verbraucht, so dass der Druck im Heliumkern wieder langsam abnimmt. Die brennende Wasserstoffschale um den Heliumkern liefert zwar Helium nach, aber wenn das nicht schnell genug erfolgt, erlischt das Heliumbrennen im Kern vorerst wieder. Der Stern ist also im Innern nicht mehr stabil.

Wenn der Stern eine genügend hohe Masse hat, setzen nach der Heliumfusion weitere Fusionsstufen ein, und um den Kern existieren dann mehrere brennende Schalen der einzelnen Fusionsstufen. Die Grafik unten zeigt das in einer nicht maßstabsgerechten Abbildung.

Vieles was im Innern von Sternen passiert wird mit Modellrechnungen versucht zu erklären. Simulationen vom Inneren eines Sterns sind auch heute noch schwierig wegen ihrer Komplexität. Neben der Strahlung spielt auch Konvektion im Innern eines Sterns eine große Rolle. Dazu sind die Kerne von Sternen elektrisch geladen und rotieren und dadurch entstehen Magnetfelder.