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Zustandsgrößen


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


spica.jpg

Der Stern Spica im Sternbild Jungfrau
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey


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.


gleichgewicht.jpg

Stern im hydrostatischen Gleichgewicht
Strahlungsdruck und Schwerkraft halten sich die Waage
© Mario Lehwald



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!


farbe.gif

Die Sterne am Nachthimmel leuchten in verschiedenen Farben:
Blau, weiß, gelb, orange oder rötlich.
Sternenhimmel aus Stellarium
© Mario Lehwald


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
spek_o.jpg O blau 30.000-50.000 Mintaka
spek_b.jpg B blau-weiß 10.000-28.000 Rigel
spek_a.jpg A weiß bis leicht blau 7.500-9.750 Wega, Sirius
spek_f.jpg F weiß bis leicht gelb 6.000-7.350 Prokyon, Canopus
spek_g.jpg G gelb 5.000-5.900 Sonne, Capella
spek_k.jpg K orange 3.500-4.850 Arcturus, Aldebaran
spek_m.jpg M rot-orange 2.000-3.350 Beteigeuze, Antares
spek_l.jpg L rot 1.300-2.000 VW Hyi
spek_t.jpg T rot, max. Infrarot 800-1.300 Epsilon Ind Ba
spek_y.jpg 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
spek_o.jpg R orange 3.500-5.400 RU Vir
spek_b.jpg N rot-orange 2.000-3.500 U Cas
spek_a.jpg 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:


metallizitaet1.gif

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:


metallizitaet2.gif

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.


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.

© Copyright: 1998-2017 Mario Lehwald
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