…eine astronomische Exkursion durch den sichtbaren Sternenhimmel.
Die Sternbilder und Sterne am nächtlichen Himmel zu kennen ist eine sehr befriedigende Angelegenheit, die es dir erlaubt dich draussen wie Zuhause zu fühlen (siehe Artikel «Erlerne die Sternbilder am Nachthimmel ohne technische Hilfsmittel zu erkennen»). Ausserdem kannst du daraus die Himmelsrichtungen bestimmen (siehe Artikel «Navigation am Sternenhimmel»).
Interessant sind aber auch die rein astronomischen Aspekte der Sterne. Warum leuchtet Beteigeuze eher rötlich, während es bei Sirus eher ein weisser Farbton ist? Was hat es sich mit dem von blossem Auge gut sichtbaren Sternhaufen der «Plejaden» auf sich? Schliesslich hört man immer mal wieder etwas von «Roten Riesen» oder «Supernovas», doch was ist das genau?
Genau darum geht es in diesem Artikel. Ich werden dir zeigen, wie Sterne aufgebaut sind, wie sie entstehen, leben und am Ende "sterben". Als Einstieg behandle ich der uns vertrauteste Stern, nämlich unsere Sonne. Am Schluss nehme ich dich mit auf eine Exkursion durch den Sternhimmel, d.h. stelle Himmelsobjekte vor, die du von blossem Auge erkennen kannst und anhand denen die verschiedenen Sterntypen veranschaulicht werden können. Nach dem Lesen dieses Artikels wirst du nicht nur Fachausdrücke wie Supernova, roter Zwerg, blauer Riese, Pulsar, Doppelsternsystem usw. verstehen, sondern einige von diesen auch mit blossem Auge am Sternenhimmel erkennen können.
Unterschiedliche Sterne haben unterschiedliche Leuchtfarben. Das Ganze hat Gründe, die mit der Masse, dem Alter und dem Lebenszyklus der Sterne zu tun haben.
Quelle: ©ekim - stock.adobe.com
Inhaltsverzeichnis
Aufbau der Sonne
Die Sonne hat einen Radius von ca. 700'000 km und besteht grösstenteils aus Wasserstoff (92%) und Helium (7.8%). Als Heimatstern unseres Planetensystems ist sie das Lebenselixier der Erde, denn ohne sie wäre es hier lebensfeindlich und bitterkalt. Erst die Strahlung der Sonne sorgt dafür, dass unsere Atmosphäre angenehm warm ist (zusammen mit dem Treibhauseffekt als Helfer) und die Pflanzen Photosynthese betreiben können.
Die Frage stellt sich nun, von wo die Sonne diese Unmengen an Energie bezieht, um die Strahlung produzieren zu können, welche u.a. die Heizung unseres Planeten darstellt? Genau bei dieser Frage sind wir schon mitten im Thema, was Sterne allgemein ausmacht.
Übrigens, das mit dem «blossem Auge» ist bei der Sonne keine gute Idee, denn es gilt: Niemals mit blossem Auge direkt in die Sonne schauen!
Das Stichwort der Energiequelle ist Kernfusion. Durch immens hohen Druck verschmelzen im Innern Wasserstoffatome zu Heliumatome. Die dabei erzeugte Energie heizt den Sternkörper auf und an der Sonnenoberfläche wird durch die hohe Temperatur elektromagnetische Strahlung im Bereich des sichtbaren Lichtes abgestrahlt, welches wir dann auf der Erde als «Sonnenstrahlung» wahrnehmen.
Doch erstmal von Anfang an….
Querschnitt durch die Sonne
Quelle: Project leader: Dr. Jim Lochner; Curator: Meredith Gibb; Responsible NASA Official:Phil Newman - Diagram of a solar-type star from the Imagine the Universe web site, High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, NASA Goddard Space Flight Center., Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1280525
Bei der Sonne findet man von innen nach aussen folgenden Schichtverlauf vor: Kern > Strahlungszone > Konvektionszone > Photosphäre > Chromosphäre > Korona. Bei der Grenze zwischen Konvektionszone und Photosphäre handelt es sich um die Sonnenoberfläche, während Photosphäre, Chromosphäre und Korona die Sonnen-Atmosphäre bilden.
Im Kern, der etwa ¼ des Sonnenradius entspricht, herrscht ein immenser Druck und hohe Temperaturen. Hier finden sich Bedingungen, die eine Kernfusion erst ermöglichen. Dabei fusionieren jeweils 4 Wasserstoffatome zu einem Heliumatom. Das Ganze geschieht in mehreren Zwischenschritten. Die Masse des Heliumatoms ist am Ende ganz leicht geringer als diejenige der 4 Wasserstoffatome. Dieser Masseverlust setzt dabei viel Wärme und elektromagnetische Strahlung frei («Masse ist Energie»). Die Sonne verliert über ihre gesamte Lebensdauer von ca. 10 Milliarden Jahren übrigens nur ca. 0.1% an Masse. Die dabei freigesetzte Energie ist jedoch immens.
Die im Kern erzeugte elektromagnetische Strahlung gelangt nun in die Strahlungszone, wo sie absorbiert wird und dabei die Materie aufheizt. Diese Materie wiederum wärmt die angrenzende Konvektionszone auf, was dort Konvektionsbewegung auslöst. In einer Konvektionszelle fliesst aufgeheizte und somit leichtere Materie fliesst nach aussen, während an anderer Stelle kältere Materie in Richtung Kern zurückfliesst. Die Konvektionszellen sind in den inneren Schichten der Konvektionszone noch gross und langsam, werden dann aber nach aussen immer kleiner und schneller. An der Oberfläche der Konvektionszone kühlt die aufgestiegene Materie ab, indem sie die Wärme an die weitere aussen folgenden Schicht, der Photosphäre, abgibt.
schematisches Modell von Strahlungszone und Konvektionszone
Quelle: bearbeitet aus The original uploader was Ascánder at Spanish Wikibooks. - Transferred from es.wikibooks to Commons by Dferg using CommonsHelper., CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=8931192
An der Sonnenoberfläche ist ein feines körniges Muster (Granulation) erkennbar, welches aus unzähligen, ca. 500 bis 2’000 km breiten hellen Zellen («Granulen») mit dunklem Rand aufgebaut ist. Diese zellartigen Strukturen zeigen die vielen kleinen Konvektionszellen der äusseren Konvektionszone an. Das Muster ist nicht kontant, sondern ändert sich stetig. Eine Granule existiert dabei nur für wenige Minuten.
Granulen auf der Sonnenoberfläche (Grenze zwischen Konvektionszone und Photosphäre)
Quelle: http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature1.shtmlOriginally from zh.wikipedia; description page is/was here., Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2902011
Die Photosphäre ist mit ca. 400km sehr dünn. Während die Temperatur im unteren Bereich der Konvektionszone noch ca. 2 Millionen Kelvin beträgt, liegt sie in der Photosphäre nur noch bei 5800 Kelvin (ca. 5500°C). In der Photosphäre entsteht ein Grossteil der von der Sonne ins Weltall emittierten Strahlung.
Elektromagnetische Strahlung wird von jedem Körper emittiert, dessen Temperatur über 0 K beträgt («Schwarzkörperstrahlung»). In welcher Intensität die Strahlung und das genaue Spektrum der Wellenlängen ist dabei von der Temperatur an der Oberfläche abhängig. Generell gilt:
Je höher die Temperatur, desto mehr elektromagnetische Strahlung wird emittiert
Je höher die Temperatur, desto geringer sind die Wellenlängen des Strahlungsmaximums
Mit den Temperaturen, die in der Photosphäre herrschen, liegt das Spektrum der Sonnenstrahlung vor allem im Bereich des sichtbaren Lichtes (das wir Sinnesorgane für eben diesen Bereich entwickelt haben, ist also kein Zufall), wobei auch noch ein grosser Anteil an Infrarotstrahlung (ca. 47%) und ein kleiner Anteil an UV-Strahlung (ca. 7%) dabei ist.
Strahlungsintensität des Sonnenlichtes nach Wellenlänge. Das Maximum liegt im Bereich des sichtbaren Lichts, wobei auch ein grosser Anteil an Infrasrotstrahlung dabei ist.
Quelle: bearbeitet aus «Der ursprünglich hochladende Benutzer war Degreen in der Wikipedia auf DeutschImproved Baba66 (opt Perhelion) on request;En. translation LocustaFr. translation Eric BajartNl. translation BoH - Übertragen aus de.wikipedia nach Commons.;, CC BY-SA 2.0 de, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=10287551»
Natürlich wird auch in den Schichten unterhalb der Photosphäre elektromagnetische Strahlung emittiert, doch wegen der hohen Teilchendichte erreicht diese das Weltall nicht.
Ausserhalb der Photosphäre folgt die ca. 2'000 km mächtige Chromosphäre. Hier nimmt die Temperatur wieder auf ca. 10'000 K (leicht) zu. Die Abstrahlung aus diesem Bereich ist wegen der geringen Materiedichte jedoch sehr gering.
Aufnahme während der Sonnenfinsternis 1999: Die Chromosphäre ist die dünne rote Schicht. Ausserhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona
Quelle: Luc Viatour, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=60793
Ausserdem der Chromosphäre befindet sich die Korona. Hier liegen die Temperaturen mit ca. 2 Millionen Kelvin wieder deutlich höher. Die Abstrahlung geschiet deshalb vor allem Bereich der UV- und Röntgenstrahlung, aber auch zu einem geringen Teil beim sichtbaren Licht. Bei einer Sonnenfinsternis ist die Korona als heller Saum zu sehen, dessen Helligkeit ungefähr dem Vollmond entspricht. Dabei ist eine strahlenförmige Struktur zu beobachten, die sich im Verlaufe des 11-jährigen Sonnenflecken-Zyklus verändert (siehe Kapitel «Magnetfeld der Sonne» Link). Während einem Sonnenfleckenmaximum zeigen die Strahlen nach allen Seiten (siehe Bild oben von 1999), bzw. beim Sonnenfleckenminimum vorwiegend parallel zur Äquatorebene (siehe Bild unten von 2006). Warum sich die Korona so stark aufheizen kann, ist bisher nicht abschliessend geklärt.
Aufnahme während der Sonnenfinsternis 1999: Die Strahlen der Korona zeigen parallel zur Äquatorebene.
Quelle: Ralf Künnemann - Eigenes Werk, CC BY-SA 2.5, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=824631
Übrigens: Zwischen der Kernfusion innerhalb der Sonne und dem Zeitpunkt, wo die dabei freigesetzte Energie an der Sonnenoberfläche mittels Sonnenstrahlen abgestrahlt wird, vergehen etwa 100'000 Jahre!
Sonnenwind: Von der Korona der Sonne entweicht ständig ein Strom geladener Teilchen, wie z.B. Protonen und Elektronen. Der Bereich, der vom Sonnenwind unserer Sonne beeinflusst ist, erstreckt sich weit über die Planeten unseres Sonnensystems heraus und wird Heliosphäre genannt. Ein Teilchen benötigt etwa drei Tage bis es die Erde erreicht. Der Raum um die Erde wird zum Glück durch das Erdmagnetfeld von diesem Strom abgeschirmt. An den Polen können sie aber manchmal in die Atmosphäre Eindringen und durch Anregung der Luftmoleküle zu Polarlichtern führen. Koronale Massenausbrüche (siehe nächstes Kapitel) verstärken den Sonnenwind, so dass bei besonders heftigen Ereignissen der Funkverkehr auf der Erde beeinträchtigt sein kann.
Magnetfeld der Sonne
Die Sonne weisst wie die Erde eine Eigenrotation auf. Während diese bei der Erde auf allen Breitengraden konstant ist, ist sie bei der Sonne differenziell, d.h. die Rotationsgeschwindigkeit nimmt vom Äquator mit zunehmendem Breitengrad ab. Die Umlaufzeit beträgt dabei ca. 24 Tage am Äquator und 31 Tage in den höheren Breiten. Schauen wir in die Sonne hinein, dann nimmt die Rotationsgeschwindigkeit auch mit der Tiefe zu. Der Kern rotiert als starrer Körper.
Wie bei der Erde, entsteht durch die Eigenrotation ein Magnetfeld. Dies weil der Wasserstoff bei den hohen Temperaturen metallische Eigenschaften aufweist. Die Elektronen sind dabei nicht an die Atomkerne gebunden und können sich so frei in der Materie bewegen. Solch ionisiertes Gas wird auch «Plasma» genannt.
Während das Magnetfeld der Erde demjenigen eines Stabmagneten gleicht, ist es bei der Sonne deutlich komplexer und sehr dynamisch in seiner Gestalt. Es liegt auf der Hand, dass die in alle möglichen Richtungen differentielle Rotation mit der Zeit zu einer ziemlich komplexen Anordnung der Feldlinien führt. Tatsächlich verdrillen sich die Feldlinien ständig und wickeln sich dabei auf wie ein Kabelsalat. Kommen sich die Feldlinien unterschiedlicher Richtung zu nahe, brechen diese auf. So beginnt irgendwann ganze chaotische Magnetfeld wieder zusammenzubrechen und regelt sich dabei wieder neu ein. Dies geschieht durchschnittlich alle 11 Jahre (9 bis 14 Jahre). Man spricht auch vom «Sonnenfleckenzyklus». Zu Beginn des Sonnenzyklus kommt das Magnetfeld demjenigen der Erde sehr nahe. Danach verdrillt es sich über die Jahre immer mehr, bis es am Ende des Zyklus wieder in sich zusammenbricht. Zu Beginn des neuen Zyklus ist die Polarität gegenüber dem vorherigen Zyklus jeweils vertauscht.
Die Grafik zeigt die zeitliche Veränderung der Polaritäten je nach Breitengrad der Sonne. Dabei ist der 11-jährigen Zyklus gut erkennbar. So ist das Magnetfeld zu Beginn des vorletzten Zyklus im Jahre 2008 praktisch dipolar. Während den Zyklen sind durch die Verwirbelungen der Feldlinien auch zwischen den Polen starke Polaritäten erkennbar. Bei jedem neuen Zyklus sind die Polaritäten jeweils gegenüber dem vorherigen Zyklus vertauscht (aus Nordpol wird Südpol und aus Südpol wird Nordpol).
Quelle: David Hathaway, NASA Marshall Space Flight Center - Page Reference - https://solarscience.msfc.nasa.gov/dynamo.shtmlDirect Link - http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/magbfly.jpg, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=3829005
Im Durcheinander der Feldlinien durchdringen immer wieder Feldlinien-Bündel die Photosphäre. In diesen «Feldlinen-Tunnels», d.h. da wo die Feldlinien nahezu senkrecht aus der Sonne ausbrechen, ist die Photosphäre mit «nur» ca. 4000 °C etwas kühler als in der Umgebung. Dies weil die Feldlinien den Wärmetransport aus dem Innern behindern. Durch die geringere Temperatur wird auch weniger Licht abgestrahlt, womit die Bereiche im Vergleich zur Umgebung schwarz erscheinen und dadurch auch Sonnenflecken genannt werden. Diese treten jeweils paarweise auf, da bei den Feldlinien jeweils ein Aus- und ein Eintrittstunnel (mit unterschiedlichen Polaritäten) vorhanden ist. Sonnenflecken sind in ihrer Ausdehnung ziemlich grossflächig und gleichzeitig ist ihr Auftreten durch das dynamische Magnetfeld zeitlich begrenzt. Während an einem Ort durch die Auflösung der Feldbogens Sonnenflecken verschwinden, kommen an anderen Orten wieder neue hinzu. Sonnenflecken bewegen sie sich mit der Sonnenrotation mit.
Quelle: Original: Lmb in der Wikipedia auf Spanisch Vektor: TilmannR - Eigenes Werk, basierend auf: Solar flare diagram ES.png, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=77135572
Sonnenflecken
Quellen: Geof (Diskussion) 15:44, 14. Mai 2013 (CEST) - File:Sunspotcloseinset.png(aus der englischen Wiki/NASA, Version 2.November 2004), GFDL, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=32980019(oben) und ALMA, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=55234389 (unten links) und CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=119393 (unten rechts)
Zu Beginn des Sonnenfleckenzyklus sind wenig bis keine Sonnenflecken vorhanden. Die Anzahl und die Grösse der Sonnenflecken nimmt dann im Verlaufe des Sonnenfleckenzyklus zu und erreicht irgendwo in der Mitte des Zyklus ihr Sonnenfleckenmaximum, bevor die Aktivität gegen das Zyklusende wieder abnimmt.
Prozentualer Anteil der Sonnenfleckenfläche im zeitlichen Verlauf
Quelle: Con-struct - Royal Observatory, Greenwich, data prepared on: http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=28246441
Treten die Sonnenflecken zu Beginn des Zyklus vor allem in Breitengraden von 30-40° auf, verschieben sich die Entstehungsgebiete mit den Jahren immer mehr in Richtung Äquator.
Standort der Sonnenflecken im zeitlichen Verlauf. Zu Beginn des Zyklus bilden sie sich v.a. bei 30-40° Breite und später zunehmend näher am Äquator. Weil ein vollständiger Zyklus die Form eines Schmetterlings hat, spricht auch vom «Schmetterlingsdiagramm».
Quelle: Con-struct - Royal Observatory, Greenwich, data prepared on: http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=28267166
Leuchtend aus Sonne herausragende magnetische Feldbögen werden Protuberanzen genannt. Diese reichen oft bis in eine Höhe von 40'000 km (manchmal auch über eine Million Kilometer) und sind ca. 5'000 km dick. Dabei fliesst Materie entlang der Feldbögen. Bricht so ein Magnetfeldlinien-Bündel zusammen, dann wird die im Innern enthaltende Materie weggeschleudert. Dies weil die Magnetische Energie bei der Auflösung der Feldlinien in kinetische Energie umwandelt wird. Ist die freigesetzte Energie genug hoch, kann die Materie ins Weltall entweichen. Man spricht dann von einem Koronalen Massenausbruch (CEM). Diese finden durchschnittlich 0.5- bis 6-mal pro Tag statt. Während des Sonnenfleckenmaximums ist die Häufigkeit solcher Ereignisse am grössten. Koronale Massenausbrüche (CEM) verstärken den Sonnenwind, indem die Teilchendichte- und Geschwindigkeit stark ansteigt. Auch wird eine grosse Menge an Röntgenstrahlung emittiert.
Während bei Sonnenflecken der konvektive Materialtransport in der Konvektionszone behindert wird, kann er sich in deren Umgebung der Sonnenflecken durch magnetische Spannungen auch verstärkt sein. Solche Flächen werden Spikulen genannt. Es wird dort regelrecht Materie aus der Sonnenoberfläche ausgestossen, was an den leuchtend nadelförmigen Strukturen erkennbar ist. Es handelt sich jeweils um kurzlebige Erscheinungen von durchschnittlich 5 Minuten Dauer.
linkes Bild: Spikulen
rechtes Bild: Sonnenfackeln (hellere Bereiche um die Sonnenflecken)
Quellen: Luc.rouppe - Own work, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=87537086(links) und Selinous - Own work, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=101517604 (rechts)
Sonnenaktivität und Erdklima: Die einzige wesentliche Energiequelle unserer Erde ist, wie erwähnt, das Sonnenlicht. Zusammen mit dem Treibauseffekt sorgt dieses hier für eine Durchschnittstemperatur von ca. 14°C. Dabei ist es natürlich von Interesse, inwiefern sich denn das Auftreten von Sonnenflecken auf das Klima der Erde auswirkt. Da die Sonnenflecken kühler sind und damit weniger thermische Strahlung emittieren, dann sollte das folglich zu einer Abkühlung führen?
Nun, in der Realität ist genau das Gegenteil der Fall, d.h. viele Sonnenflecken sorgen für eine Zunahme in der Intensität der Sonnenstrahlung und damit zu einer Klimaerwärmung. Der Grund liegt in den Sonnenfackeln, d.h. Bereiche in der Umgebung der Sonnenflecken, die mit ca. 7’000°C deutlich heisser sind und so dein Einfluss der Sonnenflecken überkompensieren.
Sterne allgemein
Im letzten Kapitel hast du also einiges über unsere Sonne erfahren. Sie ist der einzige Stern, den wir von der Erde aus im Detail erforschen können. Für uns auf der Erde ist die Sonne zwar von zentraler Bedeutung, doch im ganzen Universum ist sie einer von Billionen von Sternen. Dabei gehört die Sonne mit ihrer Masse im kosmischen Vergleich zum "langweiligen Durchschnitt", was jedoch nicht immer so bleiben wird.
In den nächsten Kapiteln wollen wir uns etwas näher mit dem Aufbau und der Klassifikation dieser Sterne beschäftigen. Das Coole dabei ist, dass gewisse Aspekte dieses «Hardcore»-astronomischen Themas am Himmel auch mit blossem Auge beobachtet werden können.
Sternenhimmel
(Quelle: ©Marcel Rudolph-Gadja - stock.adobe.com)
Ein Stern ist so etwas wie ein «massenreicher, selbstleuchtender Himmelskörper», der aus heissem Gas und Plasma besteht. Wie wir am Beispiel unserer Sonne gesehen haben, wird in deren Innern durch Kernfusion Wärme erzeugt, die (indirekt) an der Sternoberfläche u.a.in Form von sichtbarem Licht abgestrahlt wird. Je nach Lichtbedingungen sind von der Erde aus ca. 2000 bis 3000 Sterne als leuchtende Punkte erkennbar. Die allermeisten dieser Sterne befinden sich innerhalb der Milchstrasse in der «direkten Nachbarschaft» unserer Sonne (siehe Artikel «die Milchstrasse»). Sterne anderer Galaxien sind mit blossem Auge nicht erkennbar.
In unserem Sonnensystem ist die Sonne der alleinige Stern. Dies ist jedoch eher die Ausnahme als die Regel, denn geschätzt 3/4 aller Sterne gehören zu einem Doppel- bis Mehrfachsternensystem. Auf der Erde werden diese Sternsysteme von blossem Auge jedoch trotzdem als ein einziger Lichtpunkt wahrgenommen. Die Sterne kreisen jeweils nahe beieinander um den gemeinsamen Schwerpunkt. Da sich dabei immer wieder ein Stern vor den anderen schiebt, ändert sich die Helligkeit der Doppel- bis Mehrfachsternensysteme jeweils in einem regelmässigen Zyklus. Je unterschiedlicher die Grösse und Helligkeit der einzelnen Sterne, desto stärker sind die Amplituden ausgeprägt.
Doppelsternsystem
Quelle: User:Zhatt - Eigenes Werk, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=280063
Sternklassifikation - Hertzsprung-Russel-Diagramm
In der Astronomie sehr verbreitet ist das Hertzsprung-Russel-Diagramm. Dabei werden die Sterne in einem Diagramm mit einer X- und einer Y-Achse aufgetragen. Die X-Achse stellt dabei die Farbe und die Y-Achse die absolute Helligkeit des Sterns dar (siehe Artikel «Die Helligkeitsskala am Nachthimmel»). Doch was für Informationen geben uns denn Farbe und absolute Helligkeit?
Farbe: Wie wir bei der Sonne gesehen haben, hat das abgestrahlte Spektrum mit der Temperatur an der Oberfläche des Sterns zu tun. Je kühler desto rötlicher und je heisser desto bläulicher erscheint dieser.
Absolute Helligkeit: Die Intensität der emittierten Strahlung hängt ebenfalls von der Temperatur an der Oberfläche ab (proportional zur Oberflächentemperatur hoch 4). Gleichzeitig hat aber auch die Grösse der Sterns einen Einfluss: Je grösser die Oberfläche, desto mehr Licht wird abgestrahlt (proportional zum Radius im Quadrat).
Ganz vereinfacht gesagt, zeigt uns das Hertzsprung-Russel-Diagramm die Verteilung von Temperatur («X-Achse») und Grösse («Y-Achse») der Sterne. Beides sind Parameter, die bei der Sternentwicklung sehr wichtig sind.
Hertzsprung-Russel-Diagramm
Quelle: bearbeitet aus ESO - File:Hertzsprung-Russel_StarData_af.jpg, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=94455140
Im Hertzsprung-Russel-Diagramm zeigt die Verteilung, dass sich ca. 80% aller Sterne auf einer diagonalen Linie befinden, welche «Hauptreihe» genannt wird. Warum dies so ist hat einen guten Grund (siehe nächstes Kapitel). Sterne, die sich in der Hauptreihe eher oben-links befinden (gross und hell), nennt man «Blaue Riesen», während es sich bei sich bei den Sternen unten-rechts um «Rote Zwerge» handelt.
Sterne über der Hauptreihe haben bei gleicher Farbe eine deutlich grössere Leuchtkraft und müssen deshalb vergleichsweise grosse Objekte sein. Sie werden je nach Leuchtkraft «Rote Riesen» oder «Rote Überriesen» genannt.
Sterne, die sich unter der Hauptreihe, müssen vergleichsweise klein sein und werden «Weisse Zwerge» genannt. Bei Weissen Zwergen konzertiert sich viel Masse auf ein geringes Volumen. Durch die geringe Grösse leuchten sie trotz hoher Temperatur sehr schwach.
Der Standort eines Sterns im Hertzsprung-Russel-Diagramm ändert sich im Verlaufe seines Lebens.
Entstehung von Sternen
Die Entwicklung von Sternen beginnt in Stern-armen, unwirtlichen und kalten Regionen mit Wolken aus interstellarer Materie. Erreicht diese eine kritische Dichte, beginnt sie in sich zusammen zu fallen. Diese "initiale kritische Dichte" wird möglicherweise durch Turbulenzen in der Materie erreicht, bzw. auch Dichtewellen aus Supernova-Explosionen dürfen dabei einen Einfluss haben.
Interstellare Wolke, in der sich neue Sterne bilden
Quelle: ESA/NASA/JPL-Caltech - http://herschel/index.php?SiteSection=ImageGallery&ViewImage=nhsc2009-020c, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15666534
Die Materie sammelt sich zu einzelnen Wolken-Fragmenten, wo die Teilchen beginnen um den gemeinsamen Schwerpunkt zu rotieren. Die Drehrichtung ist die Summe der Drehrichtungen der einzelnen Moleküle, wobei meist eine Richtung zufällig überwiegt. Je näher sich die Materieteilchen kommen, desto schneller wird die Rotation (Drehimpulserhaltung) und je flacher wird die Wolke. Beim Näherkommen der Materieteilchen wird Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt und damit die Wolke aufgeheizt. Mit der Zeit bildet sich im Zentrum der Wolke ein Protostern, welcher von einer rotierenden Wolkenscheibe (Akkretionsscheibe) umgeben ist. Indem dieser durch seine Gravitation Materie aus der Umgebung «aufsammelt» wird, wächst er stetig. Sobald die Temperatur in seinem Innern mit ca. 15 Millionen Kelvin genügend hoch ist, setzt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium («Wasserstoffbrennen») ein.
Protostern Herbig-Haro 46 47
Quelle: Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=336323
Nun haben wir es mit einem richtigen Stern zu tun. Die elektromagnetische Strahlung, welche durch das Wasserstoffbrennen im Kern erzeugt wird, bildet ab jetzt einen sogenannten «Strahlungsdruck». Dieser ist nach aussen gerichtet und wirkt der Gravitation entgegen, so dass sich der Stern nicht mehr weiter verdichten kann. Es regelt sich stattdessen ein Gleichgewicht ein, wo sich Gravitation und die nach aussen wirkenden Kräfte ungefähr in Waage halten. Farbe und Grösse eines solchen Sternes, entsprechen dabei den Bedingungen auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russel-Diagramm. Die Position innerhalb der Hauptreihe ist dabei abhängig von der Masse des Sterns. Solange im Kern Wasserstoffbrennen stattfindet, bleibt der Stern auf der Hauptreihe und ändert dort seine Position nur gering.
Bei der Entstehung eines Sternes können sich aus der verbleibenden Staub- und Gaswolke Planeten bilden. Das Gestein von Felsplaneten bildet sich, indem die kleinen Staubteilchen durch die Gravitation zu immer grösseren Körpern zusammenwachsen. Die ganzen Prozesse sind dabei jedoch noch nicht im Detail verstanden. Bei zu massenreichen Sternen können keine Planeten entstehen, da der starke Sonnenwind die ganze Materie um den Stern herum wegbläst.
Wie bereits erwähnt, bilden sich aus einer interstellaren Wolke mehrere Wolkenfragmente und damit auch mehrere Sterne. Junge Sterne sind deshalb für mehrere hundert Millionen Jahre in einem offenen Sternhaufen angeordnet. Die Gravitation zwischen den Sternen ist jedoch nicht so stark, um sie dauerhaft zusammen zu halten, weshalb die Sterne mit der Zeit ihren eigenen Weg durchs Universum gehen. Ein gutes Beispiel für einen offenen Sternhaufen, welcher von blossem Auge betrachtet werden kann, sind die Plejaden (mehr dazu im letzten Kapitel dieses Artikels).
Hyaden-Sternhaufen im Sternbild Stier (der helle rote Stern oben links, d.h. Aldebaran, gehört nicht dazu)
Quelle: Bautsch - Eigenes Werk, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=127284205
Die Masse eines Sterns hat einen grossen Einfluss auf seine Lebensdauer. Ein massereicher Stern hat im Vergleich zu einem leichten Stern mehr «Treibstoff» zur Verfügung. Gleichzeitig verbraucht er jedoch durch die grössere Oberfläche und der dadurch erhöhten Leuchtkraft überproportial mehr davon. Bei massereichen, leuchtstarken Sternen ist der Treibstoff deshalb viel rascher ausgebraucht als bei kleinen Sternen. Während also ein Stern wie die Sonne (im mittleren Bereich der Hauptreihe) ca. 10 Milliarden Jahre alt werden kann, schaffen es besonders massereiche Sterne nur auf mehrere Millionen Jahre.
Trägt man die einzelnen Sterne eines Sternhaufens im Hertzsprung-Russel-Diagramm auf, dann erkennt man jeweils an einem Punkt der Hauptreihe eine «Abzweigung nach rechts». Von dort aus findet man weiter oben auf der Hauptreihe keine Sterne mehr. Dies hat, wie weiter oben erwähnt, mit dem Zusammenhang von Sternmasse und maximalem Alter zu tun oder anders gesagt: Die Sterne des Sternhaufens, die sich oberhalb des Abzweigepunktes befunden hatten, sind bereits «gestorben». Je älter der Sternhaufen, desto mehr verschiebt sich der Abzweigepunkt nach unten-rechts.
Die zwei offenen Sternhaufen M 67 und NGC 188 im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Da der Abzweigepunkt von der Hauptreihe bei M 67 weiter oben liegt ist dieser jünger als NGC 188.
Quelle: bearbeitet aus User:Worldtraveller - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1336088
Braune Zwerge: Aus einer Teilchen-Wolke, dessen Masse zu gering ist, dass dadurch Kernfusion einsetzen kann, bildet sich kein Stern, sondern entweder ein Gasplanet, wie z.B. Jupiter, bzw. ab einer 13-fachen Jupitermasse ein Brauner Zwerg. Bei Braunen Zwergen kann zwar noch immer kein Wasserstoffbrennen einsetzen, doch für die Kernfusion von Deuterium und Lithium reicht es. Der Treibstoff hierzu hält aber nur für ein paar Millionen Jahre. Durch die gebildete Wärme aus dieser vorangegangenen Kernfusion strahlen Braune Zwerge im Infrarotbereich.
Tod «normaler» Sterne
Je nach Masse eines Sternes lebt dieser durch Wasserstoffbrennen für eine Zeitdauer von Millionen bis Milliarden Jahren. Unserer Sonne kann ca. 12.5 Milliarden Jahre alt werden und befindet sich derzeit etwa in der Mitte ihres Lebens.
Entwicklung zu Roten Riesen: Während beim Auto der Benzintank irgendwann leer ist, ist auch bei Sternen irgendwann der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht. Sobald dies der Fall ist, stoppt das Wasserstoffbrennen. Damit fällt aber auch der Strahlungsdruck weg, wodurch der Kern kollabiert und dieser sich durch die Freisetzung der Gravitationsenergie stark erhitzt. Durch die hohen Temperaturen kann nun Heliumbrennen einsetzen. Damit wird jeweils aus drei Heliumatomen ein Kohlenstoffatom gebildet. Das Heliumbrennen im Kern heizt nun die daran angrenzenden Schalen so weit auf, dass dort Wasserstoffbrennen («Schalenbrennen») starten kann.
Schematischer Aufbau eines Roten Riesen mit Heliumbrennen im Kern und Wasserstoff-Schalenbrennen in der Schale darum herum
Quelle: bearbeitet aus JuliedsonArtur - Own work, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=56254516
Durch die hohe Temperatur und den Strahlungsdruck in der Schale dehnt sich diese auf, wodurch der Stern stark an Grösse zunimmt. Nun haben wir es mit einem Roten Riesen zu tun. Bei der Entwicklung zum Roten Riesen bewegt sich der Stern auf dem Hertzsprung-Russel-Diagramm von der Hauptreihe nach oben rechts, d.h. er wird grösser und gleichzeitig wird seine Oberfläche (durch die geringere Gasdichte) etwas kühler. Die Abkühlung an der Sternoberfläche kommt dabei durch die geringere Dichte der Teilchen zustande.
Entwicklung unserer Sonne weg von der Hauptreihe hin zu einem Roten Riesen
Quelle: SA/Gaia/DPAC, CC BY-SA IGO 3.0, CC BY-SA 3.0 igo, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=121608459
Vom Roten Riesen zum Weissen Zwerg: Für eine vergleichsweise kurze Zeit konnte der Stern vom Heliumbrennen leben. Doch auch der Heliumvorrat ist irgendwann aufgebraucht, was sein definitives Ende besiegelt. Sobald dies der Fall ist, fällt wiederum der Strahlungsdruck weg, der Kern kollabiert und heizt sich durch die Freisetzung der Gravitationsenergie auf. Bei Sternen, die leichter sind als ca. 8 Sonnenmassen wird dabei nicht genügend Hitze produziert, um einen weiteren Fusionsprozess (Kohlenstoffbrennen) zu starten. Die äussere Hülle wird abstossen, wodurch sich um den Stern ein «planetarer Nebel» bildet. Aus der Kontraktion des Kerns, die erst dann stoppt, wenn die Elektronen im Plasma genügend Gegendruck erzeugen, bleibt ein Weisser Zwerg übrig. Die Materie ist dabei sehr dicht komprimiert. Mit einer Grösse, die ungefähr unserer der Erde entspricht, weisen diese bis zu 1.4 Sonnenmassen auf. Die Entwicklung von einem Hauptreihenstern über einen Roten Riesen zu einem Weissen Zwerg werden etwas 97% aller Sterne unserer Milchstrasse (auch unsere Sonne) durchmachen.
Planetarische Nebel: Die abgestossenen Hüllen sammeln sich als Gasnebel um den Weissen Zwerg. Trotz ihrer Bezeichnung als «Planetarische Nebel» haben sie nichts mit Planeten zu tun. Ultraviolettes Licht, welches der Weisse Zwerg abstrahlt, reisst die Elektronen aus den Atomen des Nebels heraus (d.h. ionisiert). Fallen die Elektronen anschliessend ins Atom zurürck, werden bestimmte Wellenlängen abgestrahlt, welche die planetarischen Nebel leuchten lassen. Die Materie in einem planetarischen Nebel bewegt sich konstant voneinander weg und verteilt sich mit der der Zeit im interstellaren Raum, wo sie die Grundlage für weitere Stern- und Palentenentstehungen darstellt.
Infrarotaufnahme des Ringnebels M57 (Sternbild Leier) mit dem Weissen Zwerg in der Mitte
Quelle: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA) - Diese Datei ist ein Ausschnitt aus einer anderen Datei, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=6624572
Tod massereicher Sterne
Bei massenreichen Sternen (mit mehr als 8 Sonnenmassen) verläuft die Entwicklung am Ende ihres Lebens deutlich spektakulärer ab als bei solchen, die als Weisse Zwerge enden.
Nach dem Ende des Heliumbrennens wird bei diesen Sternen die Temperatur im Kern so hoch, dass mit dem Kohlenstoffbrennen die nächste Stufe der Kernfusion zünden kann. Beim Kohlenstoffbrennen entsteht vor allem Neon. Nach dem Verbrauch des Kohlenstoffvorrats kann dann, je nach Masse des Sterns, Neonbrennen, dann Sauerstoffbrennen und schliesslich Siliziumbrennen einsetzen. Beim Siliziumbrennen, das nur bei Sternen mit über 11 Sonnenmassen einsetzen kann, entsteht Eisen.
Bei jeder Fusionsstufe beginnt das Spiel von Kollaps, Aufheizung und einsetzender Kernfusion jedes Mal von vorne. Während das ursprüngliche Wasserstoffbrennen massereicher Sterne mehrere Millionen Jahre stattfinden kann, dauern die darauf folgenden Stufen immer kürzer. So dauert das Neonbrennen bei einem Stern mit 8 Sonnenmassen nur noch ca. 1 Jahr. Während jeder Phase nimmt der Stern (wegen immer höherer Temperatur und Strahlungsdruck) an Grösse zu. Auf dem Hertzsprung-Russel-Diagramm entwickeln sich massereiche Sterne zu Roten Überriesen. Diese verlassen die Hauptreihe horizontal nach rechts, d.h. sie kühlen sich ab (durch die geringere Gasdichte an der Oberfläche), nehmen jedoch nicht an Helligkeit zu.
Bei einem Roten Überriesen bilden sich eine Abfolge von Schalenbrennen aus.
Quelle: Agentjoerg (Diskussion) - Own work (Original text: selbst erstellt), Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=51695415
Querschnitt durch einen Roten Überriesen
Quelle: User:Uber nemo - English Wikipedia (here; originally), Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=3495253
Spätestens nach dem Ende des Siliziumbrennens ist dann aber auch bei Roten Überriesen Schluss. Dies weil mit dem entstandenen Eisen keine neuen Kernfusionen mehr stattfinden können. Denn bei der Fusion von Elementen ab der Grösse von Eisen muss bei der Kernfusion mehr Energie reingesteckt werden, als dabei freigesetzt wird. Nun kommt es im Kern also zum definitiven Kollaps. Durch die grosse Kernmasse von mehr als 1.4 Sonnenmassen erzeugen die Elektronen jedoch nicht genügend Gegendruck, um den Kollaps zu stoppen. Die Elektronen werden stattdessen in die Atomkerne gedrückt, wo sie sich zusammen mit Protonen zu Neutronen umwandeln.
Supernova: Wenn der Kernrest leichter ist als 3 Sonnenmassen, dann stoppt aber auch bei Roten Überiesen irgendwann die Kontraktion der Materie. Dann bildet sich eine Schockwelle, bei der die äusseren Schalen durch eine Explosion abgestossen werden. In diesem Fall haben wir es mit einer «Supernovaexplosion» zu tun, die den Stern plötzlich um ein Vielfaches heller erscheinen lassen («Supernova»). Erst wird dabei Röntgenstrahlung emittiert, die nach einigen Tagen in sichtbares Licht übergeht. Die Phase extremer Helligkeit dauert dabei mehrere Monate. Ein bekannter Supernovaüberrest stellt z.B. der Krebsnebel im Sternbild Stier dar, der jedoch nur mit einem Teleskop betrachtet werden kann. Dieser entstand nach einer Supernova im Jahre 1054, die von den damaligen chinesischen Astronomen gut dokumentiert wurde.
Der Krebsnebel ist ein Supernovaüberrest
Quelle: NASA, ESA, CSA, STScI, T. Temim (Princeton University), CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=139881470
Indem Atome in der Umgebung (u.a. Sternschale) Neutronen einfangen, können sich auch Elemente bilden, die schwerer sind als Eisen. Viele Elemente, die wir hier auf der Erde finden, sind ursprünglich auf diese Art in einer Supernova entstanden!
Von der Supernova zum Neutronenstern: Der Kernrest besteht nach der Supernova praktisch nur noch aus Neutronen. Bei diesen Neutronensternen beträgt der Durchmesser nur noch mehrere 10 Kilometer und durch den Drehimpulserhaltung drehen sie innerhalb von Sekunden bis Millisekunden um die eigene Achse. Gleichzeitig haben sie ein extrem starkes Magnetfeld. Die Magnetfeldachse ist dabei gegenüber der Rotationsachse geneigt. Wenn die Magnetfeldachse jeweils zur Erde zeigt, werden hier Radio- bis Röntgenstrahlen empfangen. Da sich das ganze periodisch wiederholt, spricht man auch von Pulsaren. Eine gute animierte Grafik dazu findet sich hier.
Schematische Darstellung eines Pulsars
Quelle: bearbeitet aus User:Mysid, User:Jm smits - Made by Mysid in Inkscape, based on en:Image:Pulsar schematic.jpg by Roy Smits., CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2612701
Hypernova: Bei sehr massereichen Sternen (mit mehr als 15 Sonnenmassen) ist die Gravitation so stark, dass der Kollaps des Kerns durch die verdichtete Materie nicht gestoppt werden kann. Es bildet sich dabei ein Schwarzes Loch.
Supernova «Typ Ia»: In Doppelsternsystemen kann es auch noch zu einem anderen Supernova-Typ kommen. Dieser Fall kann eintreten, wenn sich der eine Stern des Systems bereits zu einem Weissen Zwerg entwickelt hat, während der andere sich noch im Stadium des Roten Riesen befindet. Dabei kann Materie vom Roten Riesen zum Weissen Zwerg hinströmen. Letzterer nimmt dadurch an Masse zu. Sobald er die Schwelle von 1.4 Sonnenmassen erreicht hat, können die Elektronen dem Gegendruck nicht mehr standhalten, was zu einer Kontraktion und anschliessender Schockwelle mit Explosion führt. Das Leuchten einer solchen Supernova entsteht vor allem durch Nickel-Isotope 56Ni,
die während der Explosion gebildet werden. Sie zerfallen radioaktiv und die dabei gebildete Gammastrahlung heizt die Materie in der Umgebung auf. Die Helligkeit nimmt nach ein paar Tagen rasch wieder ab. Da eine Supernova dieses Typs genau dann eintritt, wenn 1.4 Sonnenmassen erreicht werden, haben alle solchen Supernovas die gleiche absolute Heiligkeit von -18M. Supernovas vom Typ Ia können deshalb durch den Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit von der Erde aus als «Standortkerzen» für die Distanzbestimmung verwendet werden.
Supernova Typ Ia
Quelle: FT2 - Eigenes Werk, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15163574
Exkursion durch den Sternenhimmel
Am Nachthimmel der Erde können bei optimalen Bedingungen mit blossem Auge ca. 2'000 bis 3'000 Sterne erkannt werden. Menschliche Lichtverschmutzung oder periodisch helles Mondlicht reduziert deren Anzahl jedoch erheblich. Ausserdem ist der Himmel oft teilweise bis vollständig von Wolken verdeckt.
Die für uns prägendsten Sterne sind zweifelslos die Hellsten unter ihnen (mehr zur scheinbaren Helligkeit hier), wie Sirius, Arktur, Spica, Beteigeuze und co. Legt man dabei den Fokus auf ihre Leuchtfarbe, dann sieht man bereits von blossem Auge deutliche Unterschiede:
Sirius: leuchtet weisslich; Es handelt sich um ein durchschnittlicher Hauptreihestern.
Arktur: leuchtet orangerot; Es handelt sich um einen Roten Riesen.
Spica: leuchtet blau; Es handelt sich um einen Blauen Riesen.
Beteigeuze: leuchtet rötlich; Es handelt sich um einen Roten Überriesen, der bald in einer Supernova enden wird.
Doch nicht nur der Lebenszyklus, sondern auch Sternentstehung kann von blossem Auge erahnt werden. So stellt der Orionnebel (im Schwert von Orion) eine Interstellare Materiewolke dar, in der gerade neue Sterne entstehen. Auch die folgende Entwicklungsstufe als Sternhaufen präsentiert sich mit den Plejaden oder den Hyaden von blossem Auge am Nachthimmel.
In diesem Kapitel will ich dir die wichtigsten Himmelsobjekte ausserhalb unseres Sonnensystems vorstellen, mit denen du Entstehung, Leben und Tod der Sterne nachvollziehen kannst:
Übrigens:
Die meisten hellen Sternen befinden sich in der direkten Nachbarschaft unserer Sonne. Mehr dazu hier.
Warum das mit den Sternzeichen esoterischer Quatsch ist, erfährst du hier.
Wie du den Nachthimmel kennenlernst, kannst du hier nachlesen.
Wie und warum sich die Sterne am Nachthimmel der Erde ständig bewegen, wird hier erläutert.
Orionnebel: Hierzu blicken wir ins Wintersternbild Orion. In dessen Schwert sind drei helle Lichtpunkte sichtbar. Beim mittleren von ihnen handelt es sich um den Orionnebel (auch M42 genannt). Dieses Objekt hat eine scheinbare Helligkeit von 4 mag und sieht von blossem Auge wie ein Stern aus. In der Realität handelt sich jedoch um eine interstellare Materiewolke, in der sich gerade neue Sterne bilden. Es ist das am besten untersuchte Sternentstehungsgebiet. Es befindet sich in einer Entfernung von ca. 1450 Lichtjahren, hat einen Durchmesser von ca. 300 Lichtjahren und besteht zu 90% aus Wasserstoff.
Betrachtet man den Orionnebel mit einem guten Teleskop, dann erkennt man ein eine rötlich-leuchtende Farbe. Bei genauerem Hinsehen findet man dort auch Protosterne («Sternenbabys»), die von einer Akkretionsscheibe umgeben sind. Diese erhitzen nicht nur nicht nur die Materie in der Umgebung, sondern strahlen auch im UV-Bereich ab. Dies führt zur Ionisation («Herausreissen der Elektronen») des Wasserstoffs in der Wolke und dadurch zu deren Leuchten (wenn die Elektronen wieder zurückfallen) im rötlichen Spektrum. Andere noch enthaltene Elemente leuchten in anderen Farben, wie z.B. blau bei Helium und grün bei Sauerstoff. Auch Staubteilchen sind im Nebel enthalten. Staub in den Akkretionsscheiben reflektiert das Licht des jeweiligen Protoplaneten («Reflexionsnebel»), während Staub in den übrigen Regionen des Orionnebel eher das Licht verdeckt und damit die eher dunkleren Bereiche des Orionnebels verursachen.
Der Orionnebel wird sich irgendwann zu einem Sternhaufen entwickeln, der sich mit den Plejaden (nächster Abschnitt) vergleichen lässt.
Position vom Orionebel im Sternbild Orion (links) und Aufnahme mit dem Hubble-Teleskop (rechts)
Quelle Bild rechts: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team - http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/01/https://www.spacetelescope.org/news/heic0601/, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1164360
Plejaden: Der offene Sternhaufen der Plejaden befindet sich im Sternbild Stier, resp. im "verlängerten Ost-Arm" von Perseus. Während von blossem Auge nur ca. 7 bis 10 Sterne unterschieden werden können, handelt es sich eigentlich um eine Gruppe von mehr als 1000 Sternen. Die Plejaden haben zur Erde eine Entfernung von ca. 440 Lichtjahren.
Alle Sterne sind in einer gemeinsamen interstellaren Materiewolke entstanden und ca. 100 Millionen Jahren alt. Man geht davon aus, dass die «erwachsenen» Sterne irgendwann in ca. 250 Millionen Jahren, mit der Auflösung der gravitativen Bindung, ihre eigenen Wege durch die Galaxie ziehen werden.
Die hellsten und damit auch massereichsten Sterne der Plejaden leuchten jeweils in blauer Farbe. Wie bereits im Artikel erwähnt, sind das gleichzeitig auch die Sterne mit der geringsten Lebenserwartung. Um diese hellen Sterne herum ist jeweils ein blauer Staubnebel zu beobachten, welcher das Licht reflektiert.
Position der Plejaden im Sternbild Stier (links) und Detail-Aufnahme von den Sternen mit ihrem blauen Schimmer (rechts)
Quelle Bild rechts: NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar ObservatoryThe science team consists of: D. Soderblom and E. Nelan (STScI), F. Benedict and B. Arthur (U. Texas), and B. Jones (Lick Obs.) - https://hubblesite.org/contents/media/images/2004/20/1562-Image.html?Topic=104-stars-and-nebulas&keyword=pleiades (TIF image link), Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=7805481
Hyaden: Ein weiterer von blossem Auge sichtbarer Sternhaufen stellen die Hyaden dar. Dabei handelt es sich um die Sternansammlung beim «V» des Sternbild Grosser Stier. Mit einer Entfernung von ca. 150 Lichtjahren befinden sich die Hyaden sogar noch näher zu uns als die Plejaden, sind mit ca. 625 Mio. Jahren aber auch deutlich älter und damit auch in ihrem Lebenszyklus bereits etwas weiter. Ursprünglich ein offener Sternhaufen, ist sich derzeit die gravitative Bindung am auflösen. Die Sterne bewegen sich im Universum alle in dieselbe Richtung, weshalb man von einem Bewegungssternhaufen spricht.
Position (links) und Detailaufnahme der Hyaden (rechts). Der helle rote Stern Aldebaran gehört nicht zum Sternhaufen.
Quelle Bild rechts: Pelligton - Own work, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=130819988
Vega: Er ist der 5. hellste Stern des Nachthimmels (scheinbare Helligkeit = 0.03 mag) und bei uns in Mitteleuropa das ganze Jahr durch im zirkumpolaren Sternbild Leier zu beobachten. Mit einer Entfernung von 25 Lichtjahren ist er unserem Sonnensystem sehr nahe. Mit ca. 2 Sonnenmassen und einer Oberflächentemperatur von ca. 7'600 bis 10'000 K handelt sich um einen Hauptreihestern, der im Hertzsprung-Russel-Diagramm gegenüber der Sonne weiter links-oben liegt und im weiss-bläulichen Licht strahlt. Mit einem Alter zwischen 386 und 572 Millionen Jahren ist Vega zwar ein noch eher junger Stern, befindet sich gleichzeitig aber bereits in der Mitte seines Lebens. Um Vega herum befindet eine Staubscheibe (siehe Bild unten rechts), die im Infrarotbereich abstrahlt. Möglicherweise existiert auch ein Planetensystem, wobei bisher dazu noch kein eindeutiger Nachweis erbracht wurde. Vega ist gemeinsam mit den Sternen Castor und Fomalhaut entstanden ist. Alle diese Sterne bilden heute noch den «Castorbewegungshaufen».
Position (links) und Detailaufnahme (rechts) von Vega
Quelle Bild rechts: bearbeitet aus Courtesy NASA/JPL-Caltech/University of Arizona - Jet Propulsion Laboratory, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=651561
Eine ähnliche Position wie Vega im Hertzsprung-Russel-Diagramm hat der Stern Altair im Sternbild Adler. Er ist gegenüber Letzteren mit ca. 1.8 Sonnenmassen etwas leichter und hat deshalb auch mit ca. 2 Mia. Jahren eine höhere Lebenserwartung. Die Periode der Eigenrotatiuon beträgt bei Altaiur übrigens nur 10 Stunden.
Auch der Stern Regulus A (Sternbild Löwe) ist Vega im Hertzsprung-Russel-Diagramm sehr nahe. Er ist der dominante Stern des Mehrfachsternsystems Regulus und bringt es auf ca. 3.4 Sonnenmassen. Wie Altair dreht auch Regulus A mit einer Periode von 16 Stunden sehr schnell um seine eigene Achse.
Alpha- und Proxima Centauri: Mit einer scheinbaren Helligkeit von -0.01 ist Alpha Centauri der 4. hellste Stern am Nachthimmel. Er befindet sich in einer Entfernung von nur 4.3 Lichtjahren. Beim Nachthimmel der Erde findet man ihn im Sternbild des Zentauren und ist deshalb nur auf der Südhemisphäre sichtbar. Es handelt sich um ein Doppelsternsystem, welches aus «Alpha Centauri A» und «Alpha Centauri B» besteht. Beide sind mit ca. 6.5 Mia Jahren in einem ähnlichen Alter wie unsere Sonne und auch von der Masse, der Farbe und der Leuchtkraft (und somit der Position im Hertzsprung-Russel-Diagramm) her sehr sonnenähnlich. Sie kreisen mit einer Periode von ca. 80 Jahren um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Die Bahnen haben eine starke Exzentrizität. Der Abstand schwankt dabei zwischen 11.5 und 36.4 AE (1 AE = Abstand Sonne-Erde).
Zusammen mit dem viel kleineren Stern «Proxima Centauri» bilden Alpha Centauri A und B ein Dreifachsternensystem. Proxima Centauri kann mit einer scheinbaren Helligkeit von ca. 11 mag nicht von blossem Auge erkannt werden. Mit einem Alter von ca. 4.8 Mia Jahren ist er deutlich jünger als die beiden anderen und befindet sich etwas näher zur Sonne. Es handelt sich dabei um den sonnennächsten Stern. Alpha Centauri A und B umkreist er mit einer Periode von 591.000 Jahren auf einer ebenfalls exzentrischen Umlaufbahn von ca. 9000 Ae. Mit nur ca. 0.12 Sonnenmassen handelt es sich bei Proxima Centauri um einen Roten Zwerg. Dabei wird er vermutlich ca. 4 Billionen Jahre auf der Hauptreihe verweilen, bevor er sich am Ende seines Lebens als Roter Riese aufblähen wird.
Dreifachsystem aus Alpha Centauri A und B, sowie Proxima Centauri (links) und Grössenvergleich (rechts)
Quellen: bearbeitet aus Skatebiker at English Wikipedia, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=46833562 (links) und FrancescoA - Eigenes WerkOriginal MetaPost program by David BenbennickProgram rendered as SVG by Qef, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=8663977 (rechts)
Capella: Dieser Stern ist uns mit ca. 34 Lichtjahren vergleichsweise nah. Er ist der hellste Stern im Sternbild des Fuhrmanns und mit einer scheinbaren Helligkeit von 0.08 der 6. hellste Stern am Nachthimmel. Es handelt sich um ein «Doppel-Doppelsternsystem». Das erste Doppelsystem besteht den zwei grossen Sternen «Capella Aa» und «Capella Ab». Sie kreisen im Abstand von 0.74 AE mit einer Periode von 104 Tagen um den gemeinsamen Schwerpunkt. Das zweite Doppelsternsystem bilden die deutlich kleineren Roten Zwerge «Capella H» und «Capella L», die in 300 Jahren mit einem Abstand von 49 AE umeinander kreisen. Die beiden Doppelsternsysteme haben selbst einen Abstand von ca. 9500 AE. Capella Aa und Ab sind ca. 600 Mio Jahre alt und bestehen je aus ca. 2.5 Sonnenmassen. Da der Wasserstoffvorrat in deren Kern aufgebraucht ist, haben sie sich im Hertzsprung-Russel-Diagramm von der Hauptreihe ein Stück weit nach oben-rechts bewegt. Bei Capella Aa hat das Heliumbrennens bereits eingesetzt. Derzeit leuchten beide noch gelblich, doch durch weitere Ausdehnung und Abkühlung entwickeln sie dich gerade zu Roten Riesen.
Position von Capella (links) und Grössenvergleich der einzelnen Sterne im System (rechts)
Quelle Bild rechts: User:Omnidoom 999 - Eigenes Werk, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=3595343
Aldebaran: Dieser Stern befindet sich derzeit in der Lebensphase als Roter Riese. Beim Nachthimmel der Erde befindet er sich im Sternbild Stier innerhalb der Hyaden, gehört jedoch nicht zu diesen dazu. Mit einer Entfernung von ca. 66 Lichtjahren befindet er sich auf der Linie zwischen den Hyaden und der Erde ungefähr in der Hälfte. Mit einer Helligkeit von durchschnittlich 0.87 mag (schwankt regelmässig um ca. 0.2 mag) ist er der 14. hellste Stern am Nachthimmel. Er hat eine Masse, die ungefähr derjenigen der Sonne entspricht, ist aber als Roter Riese mit ca. 44 Sonnenradien deutlich aufgeblähter. Seine Leuchtkraft entspricht dem 400-fachen unserer Sonne und die Temperatur an der Oberfläche beträgt ca. 3850 Kelvin. Die abgestrahlte rote Farbe fällt auch bei der Betrachtung mit blossem Auge sofort auf. Möglicherweise bildet Aldebaran ein Doppelsternsystem mit einem Roten Zwerg. Zusätzlich vermutet man ein Planet namens «Aldebaran B».
Position (links) und Teleskopaufnahme von Aldebaran (rechts)
Quelle Bild rechts: Giuseppe Donatiello - Iades and Pleiades, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=62037050
In einer ähnlicher Lebensphase wie Aldebaran befindet sich Arktur (Sternbild des Bärenhüters), dem 3. hellsten Stern des Nachhimmels (scheinbare Helligkeit -0.5 mag). Er hat eine Entfernung von ca. 37 Lichtjahren und ist ca. 7.1 Mia Jahre alt. Auch bei Arktur entspricht die Masse ungefähr derjenigen der Sonne. Mit ca. 22 Sonnenradien ist er jedoch etwas kleiner, bzw. die Oberflächentemperatur ist mit 4290 K etwas höher als bei Aldebaran. Als roter Riese leuchtet er im orange-roten Farbbereich.
Auch Pollux (Sternbild Zwillinge) ist ein heller Stern, der sich zum Roten Riesen entwickelt hat. Er hat ca. 1.8 Sonnenmassen, eine Grösse von 10 Sonnenradien und leuchtet eher im orangen Spektrum.
Grössenvergleich von Sonne, Arktur und Pollux
Quelle: Daniel William "Danny" Wilson - Own work, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=124244874
Prokyon: Dieser Stern befindet sich im Wintersternbild Kleiner Hund (östlich von Orion). Er ist mit ca. 11.4 Lichtjahren der Erde sehr nah. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 0.36 mag handelt es sich um den 8. hellsten Stern am Nachthimmel. Er leuchtet in gelblich-weisser Farbe. Schaut man mit einem Teleskop näher hin, dann erkennt man ein Doppelsternsystem aus «Prokyon A» und «Prokyon B».
Prokyon A: Beim deutlich grösseren Prokyon A handelt sich um einem klassischen Hauptreihestern mit einer Position im Hertzsprung-Russel-Diagramm ungefähr der Sonne entspricht. Er hat ein Gewicht von 1.4 Sonnenmassen und eine Oberflächentemperatur von 6530 Kelvin. Mit einem Alter von 1.7 Milliarden Jahren ist er deutlich jünger als unsere Sonne.
Prokyon B: Der deutlich kleinere Prokyon B kreist mit einer Periode von 41 Jahren um Prokyon A (siehe Bild unten). Der Radius der Umlaufbahn entspricht dabei etwas weniger als die Distanz zwischen Sonne und Uranus. Spannend dabei ist, dass es sich bei Prokyon B um einen Weissen Zwerg handelt. Der ursprüngliche Stern dürfte sich mehrere 100 Millionen Jahren auf der Hauptreihe befunden haben und es auf 2.6 Sonnenmassen gebracht haben, bevor er vor ca. 1.2 Milliarden Jahren erloschen ist.
Position von Prokyon (links) und Detailaufnahme mit Prokyon A und B, bzw. der Position in der Zukunft (rechts)
Quellen: Hubble European Space AgencyCredit: Akira Fujii - http://www.spacetelescope.org/images/heic0206j/ (watermark was cropped), Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=5246351 (links) und Giuseppe Donatiello - Procyon A and Procyon B, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=62037140 (rechts)
Sirius: Nun kommen wir zum hellsten Stern unseres Nachthimmels. Wie bei Prokyon handelt es sich auch bei Sirius um einen Doppelsternsystem, bei dem der kleinere davon (Sirius B) ein Weisser Zwerg ist. Sirius A bringt es dabei auf ca. 2 Sonnenmassen und hat eine Oberflächentemperatur von ca. 10'000 K, weshalb er sich als Hauptreihenstern im Hertzsprung-Russel-Diagramm gegenüber die Sonne mehr oben-links befindet und in weissem Licht strahlt. Die Entfernung zur Sonne beträgt nur ca. 8.6 Lichtjahre (er leuchtet auf der Erde nur wegen seiner geringen Entfernung so hell und nicht weil er ein besonders grosser Stern wäre). Sirius A und B entstanden vor ca. 240 Mio Jahren. Mit ca. 5 Sonnenmassen war Sirius B dabei nicht nur schwerer, sondern hatte auch eine kürzere Lebenserwartung, so dass bei ihm das Licht bereits vor 125 Mio. Jahren ausging. Als Weisser Zwerg hat er heute mit ca. einer Sonnenmasse einen Durchmesser von nur 12’000 km. In ca. 1 Mia. Jahren wird auch Sirius A als Weisser Zwerg enden.
Position von Sirius (links) und Nahaufnahme mit Hubble-Teleskop (rechts). Der Kleine Punkt unten links ist der Weisse Zwerg Sirius B
Quelle Bild rechts: NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester) - http://www.spacetelescope.org/images/heic0516a/, Gemeinfrei, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=477445
Alnilam: Nun kommen wir mit zu den richtig grossen Gebilden. Alnilam ist der mittlere Stern vom Gürtel des Sternbild Orion. Es handelt sich um einen Hauptreihenstern im Bereich des Blauen Riesen. Die Entfernung zur Erde beträgt 1'500 Lichtjahre. Er ist Teil eines offenen Sternhaufens namens «Collinder 70», zu dem auch die Sterne Alnitak (links von Alnilam) und Mintaka (rechts von Alnilam) gehören (beides ebenfalls Blaue Riesen). Ihr Alter ist mit ca. 5 Mio. Jahre sehr jung. Aus diesem Grund finden sich darin viele massereiche Sterne. Alnilam bringt es dabei auf ca. 32 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft ist gegenüber der Sonne sogar 370’000-mal höher. Die Temperatur an der Oberfläche beträgt ca. 25'000 K. Während im Kern von Alnilam derzeit noch Wasserstoffbrennen stattfindet, wird er sich in den nächsten Millionen Jahren zum Roten Überriesen mit abschliessender Supernova entwickeln.
Position (links) und Teleskopaufnahme von Alnilam (rechts). Dabei handelt es sich um den mittleren Stern des Oriongürtels
Quelle Bild rechts: Rogelio Bernal Andreo - http://deepskycolors.com/astro/JPEG/RBA_Orion_HeadToToes.jpg, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20793252
Übrigens handelt es sich auch bei Bellatrix, der sich ebenfalls im Sternbild Orion befindet, um einen Blauen Riesen. Er wiegt ca. 7.7 Sonnenmassen, hat gegenüber der Sonne eine 4’000x stärkere Leuchtkraft. Er ist knapp zu klein um als Supernova zu enden (dazu sind ca. 8 Sonnenmassen nötig).
Etwas massereicher als Bellatrix ist Spica (Sternbild Jungfrau), dem 15. hellsten Stern des Nachthimmels. Dieser besteht aus einem Doppelsternsystem mit zwei blauen Riesen. Der massereichere Spica A hat ca. 11.4 Sonnenmassen und wird in ein paar Millionen Jahren als Supernova enden.
Rigel: Wir bleiben mit Rigel im Sternbild Orion. Mit einer Helligkeit von 0.18 (starken Schwankungen unterworfen) ist Rigel der 7. hellste Stern am Nachthimmel. Er leuchtet dabei in charakteristischer hellblauer Farbe. Die Entfernung zu uns beträgt ca. 770 Lichtjahre. Es handelt sich um ein Mehrfachsternensystem, welches vom Hauptstern Rigel A dominiert wird. Dieser ist ca. 9 Mio. Jahre alt, bringt es auf 17 Sonnenmassen und hat eine Leuchtkraft, die ca. 40’000-mal so hoch ist wie diejenige der Sonne. Im Hertzsprung-Russel-Diagramm liegt Rigel A links von der Hauptreihe im Übergang vom Blauen Riesen zum Roten Überriesen. Dabei befindet er sich in einem Stadium, wo im Kern das Heliumbrennen eingesetzt hat.
Position (links) und Teleskopaufnahme von Rigel (rechts)
Quelle Bild rechts: Rogelio Bernal Andreo - http://deepskycolors.com/astro/JPEG/RBA_Orion_HeadToToes.jpg, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20793252
Beteigeuze: Was Rigel noch bevorsteht, hat Beteigeuze bereits erreicht, nämlich die Transformation von einem Blauen Riesen zu einem Roten Überriesen. Beteigeuze befindet sich ebenfalls im Sternbild Orion und ist mit einer Helligkeit von ca. 0.42 (schwankend) der 9. hellste Stern am Nachthimmel. Der Farbkontrast zwischen dem rötlich scheinenden Beteigeuze und dem weisslich-blauen Rigel ist von blossem Auge gut erkennbar. Beteigeuze ist ca. 550 Lichtjahre von uns entfernt, hat ca. 18 Sonnenmassen und einen Radius, der ca. 760x so gross ist wie derjenige der Sonne. Die Oberflächentemperatur beträgt 3'600 Kelvin. Sowohl der Radius, als auch die Helligkeit, schwanken mit einer unregelmässigen Periode von ca. 2000 Tagen. Im Februar 2020 lag die Helligkeit ca. 40% tiefer auf einem starken Minimum. Dieses Phänomen wurde durch eine ausgestossene Materiewolke verursacht, welche sich zu Staub abgekühlt hat und schliesslich den Stern etwas abgedunkelt hat. Das Alter von Beteigeuze beträgt ca. 8 Mio. Jahre. Er steht er kurz davor als Supernova zu enden, was vermutlich in den nächsten 100'000 Jahren der Fall sein wird. Dann wird seine scheinbare Helligkeit auf -10 anwachsen, was in etwa der Leuchtkraft des Halbmondes entspricht. Dabei wird er für mehrere Monate auch am Tag sichtbar sein.
Position (links) und Teleskopaufnahme von Beteigeuze (rechts)
Quelle Bild rechts: Rogelio Bernal Andreo - http://deepskycolors.com/astro/JPEG/RBA_Orion_HeadToToes.jpg, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20793252
Ebenfalls einer Roter Überriese ist der Stern Antares (Sternbild Skorpion), dem 16. hellsten Stern des Nachthimmels. Er leuchtet dabei im orangeroten Licht. Mit einem Radius von ca. 700x der Sonne, ist er etwas kleiner als Beteigeuze, allerdings aber auch etwas leuchtstärker.
Quellen
Arnold Hanslmaier (2015) - Den Nachthimmel erleben, Sonne, Mond und Sterne - Praktische Astronomie zum Anfassen, ISBN 978-3-662-46031-3
Felicitas Mokler (2020) – Astronomie und Universum, was wir über das Weltall wissen, ISBN 978-3-440-50215-0
