Stern

Unter einem Stern (altgriechisch ἀστήρ, ἄστρον astēr, astron und lateinisch aster, astrum, stella, sidus für ‘Stern, Gestirn’; ahd. sterno; astronomisches Symbol: ✱) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt, etwa Abendstern, obgleich er kein Stern wie die Sonne ist. ⓘ

Ein Stern wie die Sonne gibt neben Licht auch Strahlung im extrem ultravioletten Bereich ab (Falschfarbendarstellung der Sonnenemission bei 30 nm) ⓘ

Dass nahezu alle mit dem bloßen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sonnenähnliche Objekte sind, die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktförmig erscheinen, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie. Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems, viele haben ein Planetensystem. Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfter Sternhaufen. Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sterne freiäugig unterschieden werden. Sie gehören alle zur gleichen Galaxie wie die Sonne, zur Milchstraße, die aus über hundert Milliarden Sternen besteht. Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihren Nachbargalaxien zur Lokalen Gruppe, einem von abertausend Galaxienhaufen. ⓘ

Sterne können unterschiedliche Größe, Leuchtkraft und Farbe haben – wie Bellatrix als Blauer Riese, Algol B als Roter Riese, die Sonne und OGLE-TR-122b, ein Roter Zwerg (unten, daneben die Gasplaneten Jupiter und Saturn) ⓘ

Sterne entstehen aus Gaswolken – in bestimmten Gebieten (H-II-Gebiet) aus gasförmigen Molekülwolken – durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen. Sie werden von der Schwerkraft ihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher annähernd kugelförmig. Während ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad heiß ist (beim Kern der Sonne knapp 16.000.000 Kelvin), liegt bei den meisten die Oberflächentemperatur etwa zwischen 2.000 K und 20.000 K (bei der Photosphäre der Sonne knapp 6.000 K); Weiße Zwerge können als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100.000 K an ihrer Oberfläche erreichen. Von der glühenden Sternoberfläche geht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus, sondern auch ein Strom geladener Plasmateilchen (Sternwind) weit in den Raum und bildet so eine Astrosphäre. ⓘ

Sterne können sich in Masse und Volumen erheblich unterscheiden, wie auch hinsichtlich Leuchtkraft und Farbe; im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verändern sich diese Eigenschaften. Eine orientierende Klassifizierung der Sterne wird schon allein mit den beiden Merkmalen absolute Helligkeit und Spektraltyp möglich. Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage, ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen könnte oder nicht (siehe habitable Zone). ⓘ

Bild der Sonne, eines Hauptreihensterns vom Typ G, der der Erde am nächsten ist

Ein Sternentstehungsgebiet in der Großen Magellanschen Wolke ⓘ

Das Leben eines Sterns beginnt mit dem Gravitationskollaps eines Gasnebels aus Material, das hauptsächlich aus Wasserstoff, Helium und Spuren schwererer Elemente besteht. Die Gesamtmasse des Sterns ist der Hauptfaktor, der seine Entwicklung und sein späteres Schicksal bestimmt. Ein Stern leuchtet die meiste Zeit seines aktiven Lebens aufgrund der thermonuklearen Fusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern. Bei diesem Prozess wird Energie freigesetzt, die das Innere des Sterns durchdringt und in den Weltraum abstrahlt. Am Ende des Lebens eines Sterns wird sein Kern zu einem stellaren Überrest: einem Weißen Zwerg, einem Neutronenstern oder - wenn er ausreichend massereich ist - einem Schwarzen Loch. ⓘ

Durch stellare Nukleosynthese in Sternen oder ihren Überresten entstehen fast alle natürlich vorkommenden chemischen Elemente, die schwerer als Lithium sind. Durch stellaren Massenverlust oder Supernovaexplosionen wird chemisch angereichertes Material in das interstellare Medium zurückgeführt. Dort wird es dann zu neuen Sternen recycelt. Astronomen können die Eigenschaften eines Sterns - wie Masse, Alter, Metallizität (chemische Zusammensetzung), Veränderlichkeit, Entfernung und Bewegung durch den Weltraum - durch Beobachtungen der scheinbaren Helligkeit eines Sterns, seines Spektrums und der Veränderungen seiner Position am Himmel im Laufe der Zeit bestimmen. ⓘ

Sterne können mit anderen astronomischen Objekten Orbitalsysteme bilden, wie im Fall von Planetensystemen und Sternsystemen mit zwei oder mehr Sternen. Wenn zwei solche Sterne eine relativ enge Umlaufbahn haben, kann ihre Gravitationswechselwirkung ihre Entwicklung erheblich beeinflussen. Sterne können Teil einer viel größeren, gravitativ gebundenen Struktur sein, wie z. B. eines Sternhaufens oder einer Galaxie. ⓘ

Etymologie

Das Wort "Stern" leitet sich letztlich von der proto-indoeuropäischen Wurzel "h₂stḗr" ab, die ebenfalls Stern bedeutet, aber auch als h₂eh₁s- ("brennen", auch die Quelle des Wortes "Asche") + -tēr (agentives Suffix) analysiert werden kann. Vergleiche lateinisch stella, griechisch aster, deutsch Stern. Einige Gelehrte glauben, dass das Wort eine Entlehnung aus dem akkadischen "istar" (Venus) ist, einige bezweifeln dies jedoch. Stern ist verwandt (hat die gleiche Wurzel) mit den folgenden Wörtern: Asterisk, Asteroid, Astral, Konstellation, Esther. ⓘ

Geschichte der Beobachtung

Seit der Antike haben die Menschen Muster und Bilder in den Sternen gedeutet. Diese Darstellung des Sternbilds Löwe aus dem Jahr 1690 stammt von Johannes Hevelius. ⓘ

Historisch gesehen waren die Sterne für Zivilisationen auf der ganzen Welt wichtig. Sie waren Teil religiöser Praktiken, dienten der himmlischen Navigation und Orientierung, markierten den Lauf der Jahreszeiten und dienten der Erstellung von Kalendern. ⓘ

Frühe Astronomen erkannten einen Unterschied zwischen "Fixsternen", deren Position auf der Himmelskugel sich nicht verändert, und "Wandersternen" (Planeten), die sich relativ zu den Fixsternen über Tage oder Wochen hinweg merklich bewegen. Viele antike Astronomen glaubten, dass die Sterne dauerhaft auf einer Himmelskugel befestigt und unveränderlich seien. Konventionell gruppierten die Astronomen markante Sterne in Sterngruppen und Sternbilder und nutzten sie, um die Bewegungen der Planeten und die daraus abgeleitete Position der Sonne zu verfolgen. Die Bewegung der Sonne im Vergleich zu den Hintergrundsternen (und dem Horizont) wurde zur Erstellung von Kalendern verwendet, die zur Regulierung landwirtschaftlicher Praktiken genutzt werden konnten. Der Gregorianische Kalender, der heute fast überall auf der Welt verwendet wird, ist ein Sonnenkalender, der auf dem Winkel der Erdrotationsachse im Verhältnis zu ihrem Heimatstern, der Sonne, basiert. ⓘ

Die älteste genau datierte Sternkarte ist das Ergebnis der altägyptischen Astronomie aus dem Jahr 1534 vor Christus. Die frühesten bekannten Sternkataloge wurden von den altbabylonischen Astronomen in Mesopotamien im späten 2. Jahrtausend v. Chr., während der Kassitenzeit (ca. 1531 v. Chr. - 115 v. Chr.), erstellt. ⓘ

Der erste Sternkatalog der griechischen Astronomie wurde von Aristillus um 300 v. Chr. mit Hilfe von Timocharis erstellt. Der Sternkatalog von Hipparchus (2. Jahrhundert v. Chr.) enthielt 1 020 Sterne und wurde für die Zusammenstellung des Sternkatalogs von Ptolemäus verwendet. Hipparchus ist bekannt für die Entdeckung der ersten aufgezeichneten Nova (neuer Stern). Viele der heute gebräuchlichen Sternbilder und Sternnamen gehen auf die griechische Astronomie zurück. ⓘ

Trotz der scheinbaren Unveränderlichkeit des Himmels waren sich die chinesischen Astronomen bewusst, dass neue Sterne entstehen konnten. Im Jahr 185 n. Chr. waren sie die ersten, die eine Supernova beobachteten und darüber schrieben, die heute als SN 185 bekannt ist. Das hellste stellare Ereignis in der aufgezeichneten Geschichte war die Supernova SN 1006, die im Jahr 1006 beobachtet und von dem ägyptischen Astronomen Ali ibn Ridwan und mehreren chinesischen Astronomen beschrieben wurde. Die Supernova SN 1054, aus der der Krebsnebel hervorging, wurde ebenfalls von chinesischen und islamischen Astronomen beobachtet. ⓘ

Die islamischen Astronomen des Mittelalters gaben vielen Sternen arabische Namen, die noch heute verwendet werden, und sie erfanden zahlreiche astronomische Instrumente, mit denen die Positionen der Sterne berechnet werden konnten. Sie errichteten die ersten großen Observatorien und Forschungsinstitute, die vor allem dazu dienten, Zij-Sternkataloge zu erstellen. Das Buch der Fixsterne (964) wurde von dem persischen Astronomen Abd al-Rahman al-Sufi verfasst, der eine Reihe von Sternen, Sternhaufen (einschließlich des Omicron Velorum und des Brocchi-Haufens) und Galaxien (einschließlich der Andromeda-Galaxie) beobachtete. Laut A. Zahoor beschrieb der persische Universalgelehrte Abu Rayhan Biruni im 11. Jahrhundert die Milchstraße als eine Vielzahl von Fragmenten mit den Eigenschaften von Nebelsternen und gab die Breitengrade verschiedener Sterne während einer Mondfinsternis im Jahr 1019 an. ⓘ

Josep Puig zufolge schlug der andalusische Astronom Ibn Bajjah vor, dass die Milchstraße aus vielen Sternen bestehe, die sich fast berührten und aufgrund der Brechung durch sublunares Material wie ein zusammenhängendes Bild wirkten, und führte seine Beobachtung der Konjunktion von Jupiter und Mars im Jahr 500 AH (1106/1107 n. Chr.) als Beweis an. Frühe europäische Astronomen wie Tycho Brahe entdeckten neue Sterne am Nachthimmel (später als Novae bezeichnet), was darauf hindeutete, dass der Himmel nicht unveränderlich war. Im Jahr 1584 schlug Giordano Bruno vor, dass die Sterne wie die Sonne sind und andere Planeten, möglicherweise sogar erdähnliche, um sie kreisen könnten - eine Idee, die bereits von den antiken griechischen Philosophen Demokrit und Epikur und von mittelalterlichen islamischen Kosmologen wie Fakhr al-Din al-Razi vorgeschlagen worden war. Im folgenden Jahrhundert war die Vorstellung, dass die Sterne mit der Sonne identisch sind, unter den Astronomen weit verbreitet. Um zu erklären, warum diese Sterne keine Nettoanziehungskraft auf das Sonnensystem ausübten, schlug Isaac Newton vor, dass die Sterne gleichmäßig in alle Richtungen verteilt seien, eine Idee, die von dem Theologen Richard Bentley angeregt wurde. ⓘ

Der italienische Astronom Geminiano Montanari beobachtete 1667 Schwankungen in der Leuchtkraft des Sterns Algol. Edmond Halley veröffentlichte die ersten Messungen der Eigenbewegung eines Paares nahe beieinander stehender "Fixsterne" und wies nach, dass sie ihre Position seit der Zeit der griechischen Astronomen Ptolemäus und Hipparchus verändert hatten. ⓘ

William Herschel war der erste Astronom, der versuchte, die Verteilung der Sterne am Himmel zu bestimmen. In den 1780er Jahren stellte er eine Reihe von Messgeräten in 600 Richtungen auf und zählte die entlang jeder Sichtlinie beobachteten Sterne. Daraus schloss er, dass die Anzahl der Sterne auf einer Seite des Himmels, in Richtung des Kerns der Milchstraße, stetig zunahm. Sein Sohn John Herschel wiederholte diese Studie auf der südlichen Hemisphäre und stellte eine entsprechende Zunahme in derselben Richtung fest. Neben seinen anderen Leistungen ist William Herschel auch für seine Entdeckung bekannt, dass einige Sterne nicht nur entlang derselben Sichtlinie liegen, sondern physische Begleiter sind, die Doppelsternsysteme bilden. ⓘ

Die Wissenschaft der Sternspektroskopie wurde von Joseph von Fraunhofer und Angelo Secchi begründet. Durch den Vergleich der Spektren von Sternen wie Sirius und der Sonne stellten sie Unterschiede in der Stärke und Anzahl ihrer Absorptionslinien fest - die dunklen Linien in Sternspektren, die durch die Absorption bestimmter Frequenzen durch die Atmosphäre verursacht werden. Im Jahr 1865 begann Secchi, Sterne in Spektraltypen zu klassifizieren. Die moderne Version des Sternklassifizierungsschemas wurde von Annie J. Cannon in den frühen 1900er Jahren entwickelt. ⓘ

Die erste direkte Messung der Entfernung zu einem Stern (61 Cygni in 11,4 Lichtjahren) wurde 1838 von Friedrich Bessel mit Hilfe der Parallaxentechnik durchgeführt. Parallaxenmessungen zeigten den großen Abstand der Sterne am Himmel. Die Beobachtung von Doppelsternen gewann im 19. Jahrhundert zunehmend an Bedeutung. Jahrhundert zunehmend an Bedeutung. 1834 beobachtete Friedrich Bessel Veränderungen in der Eigenbewegung des Sterns Sirius und schloss auf einen verborgenen Begleiter. Edward Pickering entdeckte 1899 den ersten spektroskopischen Doppelstern, als er die periodische Aufspaltung der Spektrallinien des Sterns Mizar in einem Zeitraum von 104 Tagen beobachtete. Astronomen wie Friedrich Georg Wilhelm von Struve und S. W. Burnham sammelten detaillierte Beobachtungen vieler Doppelsternsysteme, die es ermöglichten, die Massen der Sterne durch Berechnung der Bahnelemente zu bestimmen. Die erste Lösung des Problems, eine Umlaufbahn von Doppelsternen aus Teleskopbeobachtungen abzuleiten, stammt von Felix Savary aus dem Jahr 1827. ⓘ

Das zwanzigste Jahrhundert brachte immer schnellere Fortschritte bei der wissenschaftlichen Erforschung der Sterne. Die Fotografie wurde zu einem wertvollen astronomischen Hilfsmittel. Karl Schwarzschild entdeckte, dass die Farbe eines Sterns und damit auch seine Temperatur durch den Vergleich der visuellen Helligkeit mit der fotografischen Helligkeit bestimmt werden kann. Die Entwicklung des photoelektrischen Photometers ermöglichte präzise Messungen der Helligkeit bei verschiedenen Wellenlängenintervallen. 1921 führte Albert A. Michelson die ersten Messungen des Sterndurchmessers mit einem Interferometer am Hooker-Teleskop des Mount Wilson Observatoriums durch. ⓘ

In den ersten Jahrzehnten des zwanzigsten Jahrhunderts wurden wichtige theoretische Arbeiten über die physikalische Struktur von Sternen durchgeführt. Jahrhunderts. 1913 wurde das Hertzsprung-Russell-Diagramm entwickelt, das die astrophysikalische Untersuchung von Sternen vorantrieb. Es wurden erfolgreiche Modelle entwickelt, um das Innere von Sternen und die Sternentwicklung zu erklären. Cecilia Payne-Gaposchkin schlug in ihrer Dissertation 1925 erstmals vor, dass Sterne hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen. Die Spektren von Sternen wurden durch Fortschritte in der Quantenphysik besser verstanden. So konnte die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre bestimmt werden. ⓘ

Infrarotbild des Spitzer-Weltraumteleskops der NASA, das Hunderttausende von Sternen in der Milchstraßengalaxie zeigt ⓘ

Abgesehen von seltenen Ereignissen wie Supernovae und Supernova-Imitaten wurden einzelne Sterne hauptsächlich in der Lokalen Gruppe und vor allem im sichtbaren Teil der Milchstraße (wie die detaillierten Sternkataloge für unsere Galaxie) und ihren Trabanten. Einzelne Sterne wie Cepheidenveränderliche wurden in den Galaxien M87 und M100 des Virgo-Haufens sowie leuchtende Sterne in einigen anderen relativ nahen Galaxien beobachtet. Mit Hilfe von Gravitationslinsen wurde ein einzelner Stern (namens Icarus) in 9 Milliarden Lichtjahren Entfernung beobachtet. ⓘ

Bezeichnungen

Das Konzept einer Konstellation ist bereits aus der babylonischen Zeit bekannt. Die alten Himmelsbeobachter stellten sich vor, dass auffällige Anordnungen von Sternen Muster bilden, die sie mit bestimmten Aspekten der Natur oder ihren Mythen in Verbindung brachten. Zwölf dieser Formationen lagen entlang der Ekliptik, und diese wurden zur Grundlage der Astrologie. Viele der auffälligeren Einzelsterne wurden mit Namen versehen, insbesondere mit arabischen oder lateinischen Bezeichnungen. ⓘ

Neben bestimmten Sternbildern und der Sonne selbst haben auch einzelne Sterne ihre eigenen Mythen. Für die alten Griechen stellten einige "Sterne", die als Planeten (griechisch πλανήτης (planētēs), was "Wanderer" bedeutet) bekannt waren, verschiedene wichtige Gottheiten dar, von denen die Namen der Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn übernommen wurden. (Uranus und Neptun waren griechische und römische Götter, aber beide Planeten waren in der Antike wegen ihrer geringen Helligkeit nicht bekannt. Ihre Namen wurden von späteren Astronomen vergeben.) ⓘ

Um 1600 wurden die Namen der Sternbilder verwendet, um die Sterne in den entsprechenden Himmelsregionen zu benennen. Der deutsche Astronom Johann Bayer erstellte eine Reihe von Sternkarten und versah die Sterne in den einzelnen Sternbildern mit griechischen Buchstaben als Bezeichnungen. Später wurde ein auf der Rektaszension der Sterne basierendes Nummerierungssystem erfunden und dem Sternkatalog von John Flamsteed in seinem Buch "Historia coelestis Britannica" (Ausgabe von 1712) hinzugefügt, wobei dieses Nummerierungssystem als Flamsteed-Bezeichnung oder Flamsteed-Nummerierung bezeichnet wurde. ⓘ

Die international anerkannte Behörde für die Benennung von Himmelskörpern ist die Internationale Astronomische Union (IAU). Die Internationale Astronomische Union unterhält die Arbeitsgruppe für Sternnamen (Working Group on Star Names, WGSN), die Eigennamen für Sterne katalogisiert und standardisiert. Eine Reihe privater Unternehmen verkaufen Namen von Sternen, die weder von der IAU noch von professionellen Astronomen oder der Amateurastronomiegemeinschaft anerkannt werden. Die British Library bezeichnet dies als unreguliertes kommerzielles Unternehmen, und das New York City Department of Consumer and Worker Protection hat gegen ein solches Unternehmen, das Sternnamen anbietet, ein Verfahren wegen irreführender Geschäftspraktiken eingeleitet. ⓘ

Die im westlichen Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen. ⓘ

Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar einige Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert. ⓘ

Maßeinheiten

Obwohl stellare Parameter in SI-Einheiten oder Gaußschen Einheiten ausgedrückt werden können, ist es oft am praktischsten, Masse, Leuchtkraft und Radien in Sonneneinheiten auszudrücken, die auf den Eigenschaften der Sonne basieren. Im Jahr 2015 definierte die IAU eine Reihe von nominalen solaren Werten (definiert als SI-Konstanten, ohne Unsicherheiten), die für die Angabe von stellaren Parametern verwendet werden können:

Nominale Sonnenleuchtkraft:	L⊙ = 3,828 × 1026 W
Nomineller Sonnenradius	R⊙ = 6,957 × 108 m

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Die Sonnenmasse M_⊙ wurde von der IAU wegen der großen relativen Unsicherheit (10-4) der Newtonschen Gravitationskonstante G nicht explizit definiert. (GM_⊙) sehr viel genauer bestimmt wurde, definierte die IAU den nominalen Parameter für die Sonnenmasse wie folgt:

Nomineller Parameter der Sonnenmasse:

GM⊙ = 1,3271244 × 1020 m3 s-2

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Der nominale Sonnenmassenparameter kann mit der jüngsten (2014) CODATA-Schätzung der Newtonschen Gravitationskonstante G kombiniert werden, um die Sonnenmasse auf etwa 1,9885 × 10³⁰ kg abzuleiten. Obwohl die genauen Werte für die Leuchtkraft, den Radius, den Massenparameter und die Masse in Zukunft aufgrund von Beobachtungsunsicherheiten leicht variieren können, bleiben die IAU-Nominalkonstanten von 2015 dieselben SI-Werte, da sie weiterhin nützliche Maßstäbe für die Angabe stellarer Parameter sind. ⓘ

Große Längen, wie z. B. der Radius eines Riesensterns oder die Halbachse eines Doppelsternsystems, werden häufig in der Astronomischen Einheit ausgedrückt, die in etwa der mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne (150 Millionen km) entspricht. Im Jahr 2012 definierte die IAU die astronomische Konstante als eine exakte Länge in Metern: 149,597,870,700 m. ⓘ

Entstehung und Entwicklung

Sternentwicklung von massearmen (linker Zyklus) und massereichen (rechter Zyklus) Sternen, mit Beispielen in Kursivschrift ⓘ

Sterne kondensieren aus Regionen des Weltraums mit höherer Materiedichte, die jedoch weniger dicht sind als in einer Vakuumkammer. Diese Regionen, die als Molekülwolken bezeichnet werden, bestehen zum größten Teil aus Wasserstoff und zu etwa 23 bis 28 Prozent aus Helium und einigen Prozent schwereren Elementen. Ein Beispiel für eine solche Sternentstehungsregion ist der Orionnebel. Die meisten Sterne bilden sich in Gruppen von Dutzenden bis Hunderttausenden von Sternen. Massereiche Sterne in diesen Gruppen können diese Wolken stark beleuchten, wodurch der Wasserstoff ionisiert wird und H II-Regionen entstehen. Solche Rückkopplungseffekte der Sternentstehung können letztendlich die Wolke zerstören und weitere Sternentstehung verhindern. ⓘ

Alle Sterne verbringen den größten Teil ihrer Existenz als Hauptreihensterne, die hauptsächlich durch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in ihren Kernen angetrieben werden. Sterne unterschiedlicher Masse haben jedoch in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung deutlich unterschiedliche Eigenschaften. Das endgültige Schicksal massereicherer Sterne unterscheidet sich von dem weniger massereicher Sterne, ebenso wie ihre Leuchtkraft und die Auswirkungen, die sie auf ihre Umgebung haben. Dementsprechend gruppieren die Astronomen die Sterne häufig nach ihrer Masse:

• Sehr massearme Sterne, mit Massen unter 0,5 M_☉, sind vollständig konvektiv und verteilen das Helium gleichmäßig über den gesamten Stern, während sie sich auf der Hauptreihe befinden. Daher durchlaufen sie nie ein Schalenbrennen und werden nie zu Roten Riesen. Nachdem sie ihren Wasserstoff verbraucht haben, werden sie zu Weißen Zwergen und kühlen langsam ab. Da die Lebensdauer von 0,5 M_☉-Sterne länger ist als das Alter des Universums, hat noch kein solcher Stern das Stadium eines Weißen Zwerges erreicht.
• Sterne mit geringer Masse (einschließlich der Sonne), mit einer Masse zwischen 0,5 M_☉ und ~2,25 M_☉ je nach Zusammensetzung, werden zu Roten Riesen, wenn ihr Kernwasserstoff verbraucht ist und sie beginnen, in einem Heliumblitz Helium im Kern zu verbrennen; sie entwickeln später auf dem asymptotischen Riesenast einen entarteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern; schließlich blasen sie ihre äußere Hülle als planetarischen Nebel ab und lassen ihren Kern in Form eines Weißen Zwerges zurück.
• Sterne mittlerer Masse, zwischen ~2,25 M_☉ und ~8 M_☉, durchlaufen ähnliche Entwicklungsstadien wie massearme Sterne, aber nach einer relativ kurzen Zeit auf dem Roten-Riesen-Zweig zünden sie Helium ohne einen Blitz und verbringen eine längere Zeit im roten Klumpen, bevor sie einen entarteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern bilden.
• Massereiche Sterne haben im Allgemeinen eine Mindestmasse von ~8 M_☉. Nachdem der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, werden diese Sterne zu Überriesen und fusionieren Elemente, die schwerer als Helium sind. Sie beenden ihr Leben, wenn ihre Kerne kollabieren und als Supernovae explodieren. ⓘ

Sternentstehung

Künstlerische Darstellung der Geburt eines Sterns in einer dichten Molekülwolke

Ein Haufen von etwa 500 jungen Sternen befindet sich in der nahe gelegenen Sternentstehungsstätte W40. ⓘ

Die Entstehung eines Sterns beginnt mit einer Gravitationsinstabilität innerhalb einer Molekülwolke, die durch Regionen mit höherer Dichte verursacht wird - oft ausgelöst durch die Kompression der Wolken durch die Strahlung massereicher Sterne, sich ausdehnende Blasen im interstellaren Medium, die Kollision verschiedener Molekülwolken oder die Kollision von Galaxien (wie bei einer Starburst-Galaxie). Wenn eine Region eine ausreichende Materiedichte erreicht, um die Kriterien für die Jeans-Instabilität zu erfüllen, beginnt sie unter ihrer eigenen Gravitationskraft zu kollabieren. ⓘ

Während die Wolke kollabiert, bilden sich einzelne Ansammlungen von dichtem Staub und Gas zu "Bok-Kügelchen". Wenn ein Kügelchen kollabiert und die Dichte zunimmt, wandelt sich die Gravitationsenergie in Wärme um und die Temperatur steigt an. Wenn die protostellare Wolke ungefähr den stabilen Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts erreicht hat, bildet sich im Kern ein Protostern. Diese Vor-Hauptreihen-Sterne sind oft von einer protoplanetaren Scheibe umgeben und werden hauptsächlich durch die Umwandlung von Gravitationsenergie angetrieben. Die Periode der Gravitationskontraktion dauert bei einem Stern wie der Sonne etwa 10 Millionen Jahre, bei einem Roten Zwerg bis zu 100 Millionen Jahre. ⓘ

Frühe Sterne von weniger als 2 M_☉ werden als T-Tauri-Sterne bezeichnet, während Sterne mit größerer Masse als Herbig-Ae/Be-Sterne bezeichnet werden. Diese neu entstandenen Sterne stoßen entlang ihrer Rotationsachse Gasstrahlen aus, die den Drehimpuls des kollabierenden Sterns verringern können und zu kleinen Nebelflecken führen, die als Herbig-Haro-Objekte bekannt sind. Diese Jets können in Kombination mit der Strahlung von nahe gelegenen massereichen Sternen dazu beitragen, die umgebende Wolke, aus der der Stern entstanden ist, wegzutreiben. ⓘ

Zu Beginn ihrer Entwicklung folgen T-Tauri-Sterne der Hayashi-Spur - sie ziehen sich zusammen und nehmen an Leuchtkraft ab, während sie in etwa die gleiche Temperatur beibehalten. Weniger massereiche T-Tauri-Sterne folgen dieser Bahn bis zur Hauptreihe, während massereichere Sterne auf die Henyey-Bahn abbiegen. ⓘ

Die meisten Sterne werden als Mitglieder von Doppelsternsystemen beobachtet, und die Eigenschaften dieser Doppelsternsysteme sind das Ergebnis der Bedingungen, unter denen sie entstanden sind. Eine Gaswolke muss ihren Drehimpuls verlieren, damit sie kollabieren und einen Stern bilden kann. Durch die Zersplitterung der Wolke in mehrere Sterne wird ein Teil dieses Drehimpulses verteilt. Die primordialen Doppelsterne übertragen einen Teil des Drehimpulses durch Gravitationswechselwirkungen bei engen Begegnungen mit anderen Sternen in jungen Sternhaufen. Diese Wechselwirkungen führen dazu, dass weiter voneinander entfernte (weiche) Doppelsterne auseinandergerissen werden, während harte Doppelsterne enger aneinander gebunden werden. Dies führt zur Aufteilung der Doppelsterne in ihre beiden beobachteten Populationsverteilungen. ⓘ

Hauptreihe

Sterne verbringen etwa 90 % ihres Lebens mit der Fusion von Wasserstoff zu Helium in Hochtemperatur- und Hochdruckreaktionen in der Kernregion. Solche Sterne befinden sich auf der Hauptreihe und werden als Zwergsterne bezeichnet. Ab der Nullzeit der Hauptreihe nimmt der Heliumanteil im Kern eines Sterns stetig zu, die Kernfusionsrate im Kern steigt langsam an, ebenso wie die Temperatur und Leuchtkraft des Sterns. Man schätzt, dass die Leuchtkraft der Sonne beispielsweise um etwa 40 % zugenommen hat, seit sie vor 4,6 Milliarden (4,6 × 10⁹) Jahren die Hauptreihe erreichte. ⓘ

Jeder Stern erzeugt einen stellaren Wind aus Teilchen, der einen kontinuierlichen Ausfluss von Gas in den Weltraum bewirkt. Bei den meisten Sternen ist der Massenverlust vernachlässigbar. Die Sonne verliert 10-14 M_☉ pro Jahr, also etwa 0,01 % ihrer Gesamtmasse während ihrer gesamten Lebensdauer. Sehr massereiche Sterne können jedoch 10-7 bis 10-5 M_☉ pro Jahr verlieren, was sich erheblich auf ihre Entwicklung auswirkt. Sterne, die mit mehr als 50 M_☉ beginnen, können mehr als die Hälfte ihrer Gesamtmasse verlieren, während sie sich auf der Hauptreihe befinden. ⓘ

Ein Beispiel eines Hertzsprung-Russell-Diagramms für eine Reihe von Sternen, zu denen auch die Sonne (Mitte) gehört (siehe Klassifizierung) ⓘ

Die Zeit, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, hängt in erster Linie von der Menge an Brennstoff ab, über die er verfügt, und von der Geschwindigkeit, mit der er ihn fusioniert. Die Sonne wird voraussichtlich 10 Milliarden (10¹⁰) Jahre leben. Massereiche Sterne verbrauchen ihren Brennstoff sehr schnell und sind kurzlebig. Sterne mit geringer Masse verbrauchen ihren Brennstoff sehr langsam. Sterne mit einer Masse von weniger als 0,25 M_☉, die als Rote Zwerge bezeichnet werden, sind in der Lage, fast ihre gesamte Masse zu verbrauchen, während Sterne von etwa 1 M_☉ nur etwa 10 % ihrer Masse fusionieren können. Die Kombination aus langsamem Brennstoffverbrauch und relativ großen nutzbaren Brennstoffvorräten ermöglicht es Sternen mit geringer Masse, etwa eine Billion (10¹²) Jahre zu überdauern; der extremste von 0,08 M_☉ hat eine Lebensdauer von etwa 12 Billionen Jahren. Rote Zwerge werden heißer und leuchtender, wenn sie Helium ansammeln. Wenn ihnen schließlich der Wasserstoff ausgeht, schrumpfen sie zu einem Weißen Zwerg und verlieren an Temperatur. Da die Lebensdauer solcher Sterne größer ist als das derzeitige Alter des Universums (13,8 Milliarden Jahre), gibt es keine Sterne unter 0,85 M_☉ die Hauptreihe verlassen haben. ⓘ

Neben der Masse können auch die Elemente, die schwerer als Helium sind, eine wichtige Rolle bei der Entwicklung von Sternen spielen. Astronomen bezeichnen alle Elemente, die schwerer als Helium sind, als "Metalle" und bezeichnen die chemische Konzentration dieser Elemente in einem Stern als seine Metallizität. Die Metallizität eines Sterns kann die Zeit beeinflussen, die der Stern braucht, um seinen Brennstoff zu verbrennen, und steuert die Bildung seiner Magnetfelder, was sich auf die Stärke seines Sternwinds auswirkt. Ältere Sterne der Population II haben aufgrund der Zusammensetzung der Molekülwolken, aus denen sie entstanden sind, eine wesentlich geringere Metallizität als jüngere Sterne der Population I. Im Laufe der Zeit reichern sich diese Wolken immer mehr mit schwereren Elementen an, wenn ältere Sterne sterben und Teile ihrer Atmosphären abwerfen. ⓘ

Post-Hauptreihe

Beteigeuze, gesehen von ALMA. Dies ist das erste Mal, dass ALMA die Oberfläche eines Sterns beobachtet hat, und das Ergebnis ist das höchstaufgelöste Bild von Betelgeuse, das es gibt. ⓘ

Da Sterne mit einer Größe von mindestens 0,4 M_☉ den Wasserstoffvorrat in ihrem Kern erschöpfen, beginnen sie mit der Fusion von Wasserstoff in einer Hülle, die den Heliumkern umgibt. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich aus und kühlen stark ab, während sie sich zu einem Roten Riesen entwickeln. In einigen Fällen fusionieren sie schwerere Elemente im Kern oder in Schalen um den Kern herum. Wenn sich die Sterne ausdehnen, werfen sie einen Teil ihrer Masse, die mit diesen schwereren Elementen angereichert ist, in die interstellare Umgebung ab, um später als neue Sterne wiederverwertet zu werden. In etwa 5 Milliarden Jahren, wenn die Sonne in die Phase des Heliumbrennens eintritt, wird sie sich auf einen maximalen Radius von etwa einer Astronomischen Einheit (150 Millionen Kilometer) ausdehnen, also 250 Mal so groß wie heute, und 30 % ihrer derzeitigen Masse verlieren. ⓘ

Während die Wasserstoff verbrennende Hülle mehr Helium produziert, nimmt der Kern an Masse und Temperatur zu. Bei einem Roten Riesen von bis zu 2,25 M_☉ wird die Masse des Heliumkerns vor der Heliumfusion entartet. Wenn schließlich die Temperatur ausreichend ansteigt, beginnt die Heliumfusion im Kern explosionsartig in einem so genannten Heliumblitz, und der Stern schrumpft rasch an Radius, erhöht seine Oberflächentemperatur und bewegt sich in den horizontalen Zweig des HR-Diagramms. Bei massereicheren Sternen beginnt die Heliumkernfusion, bevor der Kern entartet, und der Stern verbringt einige Zeit im roten Klumpen, wo er langsam Helium verbrennt, bevor die äußere Konvektionshülle kollabiert und sich der Stern in den horizontalen Zweig bewegt. ⓘ

Nachdem ein Stern das Helium seines Kerns fusioniert hat, beginnt er, Helium entlang einer Hülle zu fusionieren, die den heißen Kohlenstoffkern umgibt. Der Stern durchläuft dann einen Entwicklungspfad, der als asymptotischer Riesenast (AGB) bezeichnet wird und der parallel zu der oben beschriebenen Phase des Roten Riesen verläuft, allerdings mit einer höheren Leuchtkraft. Die massereicheren AGB-Sterne können eine kurze Phase der Kohlenstofffusion durchlaufen, bevor der Kern entartet. Während der AGB-Phase durchlaufen die Sterne aufgrund von Instabilitäten im Sternkern thermische Pulse. Bei diesen thermischen Impulsen schwankt die Leuchtkraft des Sterns, und es wird Materie aus der Sternatmosphäre ausgestoßen, die schließlich einen planetarischen Nebel bildet. Bei diesem Massenverlust können bis zu 50 bis 70 % der Masse eines Sterns herausgeschleudert werden. Da der Energietransport in einem AGB-Stern in erster Linie durch Konvektion erfolgt, ist dieses ausgestoßene Material mit den aus dem Kern herausgelösten Fusionsprodukten angereichert. Daher ist der planetarische Nebel mit Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff angereichert. Schließlich löst sich der planetarische Nebel auf und reichert das allgemeine interstellare Medium an. Künftige Generationen von Sternen bestehen also aus dem "Sternenmaterial" vergangener Sterne. ⓘ

Massereiche Sterne

Zwiebelartige Schichten im Kern eines massereichen, entwickelten Sterns kurz vor dem Kernkollaps ⓘ

Während ihrer Heliumverbrennungsphase dehnt sich ein Stern mit mehr als 9 Sonnenmassen aus und wird zunächst zu einem blauen und dann zu einem roten Überriesen. Besonders massereiche Sterne können sich zu einem Wolf-Rayet-Stern entwickeln, dessen Spektren von den Emissionslinien der Elemente dominiert werden, die schwerer als Wasserstoff sind und die durch starke Konvektion und intensiven Massenverlust oder durch Ablösung der äußeren Schichten an die Oberfläche gelangt sind. ⓘ

Wenn das Helium im Kern eines massereichen Sterns erschöpft ist, zieht sich der Kern zusammen, und die Temperatur und der Druck steigen so weit an, dass Kohlenstoff fusioniert (siehe Kohlenstoffverbrennungsprozess). Dieser Prozess setzt sich fort, wobei die aufeinanderfolgenden Stufen durch Neon (siehe Neon-Verbrennungsprozess), Sauerstoff (siehe Sauerstoff-Verbrennungsprozess) und Silizium (siehe Silizium-Verbrennungsprozess) angeheizt werden. Gegen Ende des Lebens des Sterns setzt sich die Fusion in einer Reihe von Zwiebelschalen innerhalb eines massiven Sterns fort. In jeder Schale wird ein anderes Element fusioniert, in der äußersten Schale Wasserstoff, in der nächsten Schale Helium und so weiter. ⓘ

Das letzte Stadium tritt ein, wenn ein massereicher Stern beginnt, Eisen zu produzieren. Da Eisenkerne fester gebunden sind als alle anderen schwereren Kerne, führt jede Fusion über Eisen hinaus nicht zu einer Netto-Energiefreisetzung. ⓘ

Kollaps

Wenn der Kern eines Sterns schrumpft, nimmt die Intensität der Strahlung von der Oberfläche zu und erzeugt einen solchen Strahlungsdruck auf die äußere Gashülle, dass diese Schichten weggedrückt werden und sich ein planetarischer Nebel bildet. Wenn das, was nach dem Abstreifen der äußeren Atmosphäre übrig bleibt, weniger als etwa 1,4 M_☉ beträgt, schrumpft er zu einem relativ winzigen Objekt von etwa der Größe der Erde zusammen, das als Weißer Zwerg bezeichnet wird. Weißen Zwergen fehlt die Masse, um eine weitere Gravitationskompression zu bewirken. Die elektronenentartete Materie im Inneren eines Weißen Zwerges ist kein Plasma mehr. Weiße Zwerge verwandeln sich schließlich über einen sehr langen Zeitraum in schwarze Zwerge. ⓘ

Der Krebsnebel, Überreste einer Supernova, die erstmals um 1050 n. Chr. beobachtet wurde ⓘ

Bei massereichen Sternen setzt sich die Kernfusion fort, bis der Eisenkern so groß geworden ist (mehr als 1,4 M_☉), dass er seine eigene Masse nicht mehr tragen kann. Dieser Kern wird plötzlich kollabieren, wenn seine Elektronen in die Protonen getrieben werden und Neutronen, Neutrinos und Gammastrahlen in einem Ausbruch von Elektroneneinfang und inversem Betazerfall bilden. Die Schockwelle, die durch diesen plötzlichen Kollaps entsteht, lässt den Rest des Sterns in einer Supernova explodieren. Supernovae werden so hell, dass sie kurzzeitig die gesamte Heimatgalaxie des Sterns überstrahlen können. Wenn sie sich innerhalb der Milchstraße ereignen, wurden Supernovae in der Vergangenheit von Beobachtern mit bloßem Auge als "neue Sterne" wahrgenommen, wo vorher scheinbar keine existierten. ⓘ

Bei einer Supernova-Explosion werden die äußeren Schichten des Sterns weggesprengt, wobei ein Überrest wie der Krebsnebel zurückbleibt. Der Kern wird zu einem Neutronenstern komprimiert, der manchmal als Pulsar oder Röntgenstrahler in Erscheinung tritt. Im Falle der größten Sterne ist der Überrest ein Schwarzes Loch, das größer als 4 M_☉. In einem Neutronenstern befindet sich die Materie in einem Zustand, der als neutronenentartete Materie bekannt ist, wobei eine exotischere Form der entarteten Materie, die QCD-Materie, möglicherweise im Kern vorhanden ist. ⓘ

Die abgeblasenen äußeren Schichten sterbender Sterne enthalten schwere Elemente, die bei der Bildung neuer Sterne wiederverwertet werden können. Diese schweren Elemente ermöglichen die Bildung von Gesteinsplaneten. Der Ausfluss von Supernovae und der stellare Wind großer Sterne spielen eine wichtige Rolle bei der Gestaltung des interstellaren Mediums. ⓘ

Binäre Sterne

Die Entwicklung von Doppelsternen kann sich erheblich von der Entwicklung von Einzelsternen gleicher Masse unterscheiden. Wenn die Sterne in einem Doppelsternsystem nahe genug beieinander stehen, kann einer der Sterne, wenn er sich zu einem Roten Riesen ausdehnt, seinen Roche-Lappen überlaufen lassen, d. h. den Bereich um einen Stern, in dem Material durch die Schwerkraft an diesen Stern gebunden ist, was zu einem Materialtransfer zum anderen Stern führt. Wenn der Roche-Lappen überläuft, kann es zu einer Vielzahl von Phänomenen kommen, darunter Kontaktdoppelsterne, Doppelsterne mit gemeinsamer Hülle, kataklysmische Veränderliche, blaue Nachzügler und Supernovae vom Typ Ia. Der Massentransfer führt zu Fällen wie dem Algol-Paradoxon, bei dem der am weitesten entwickelte Stern in einem System derjenige mit der geringsten Masse ist. ⓘ

Die Entwicklung von Doppelsternsystemen und Sternsystemen höherer Ordnung wird intensiv erforscht, da sich so viele Sterne als Mitglieder von Doppelsternsystemen erwiesen haben. Etwa die Hälfte der sonnenähnlichen Sterne und ein noch höherer Anteil der massereicheren Sterne bilden sich in Mehrfachsystemen, was einen großen Einfluss auf Phänomene wie Novae und Supernovae, die Entstehung bestimmter Sterntypen und die Anreicherung des Weltraums mit Nukleosyntheseprodukten haben kann. ⓘ

Der Einfluss der Entwicklung von Doppelsternsystemen auf die Entstehung von entwickelten massereichen Sternen wie leuchtenden blauen Veränderlichen, Wolf-Rayet-Sternen und den Vorläufern bestimmter Klassen von Kernkollaps-Supernovae ist noch umstritten. Einzelne massereiche Sterne sind möglicherweise nicht in der Lage, ihre äußeren Schichten schnell genug abzustoßen, um die Arten und die Anzahl der beobachteten entwickelten Sterne zu bilden oder Vorläufer zu erzeugen, die als die beobachteten Supernovae explodieren würden. Einige Astronomen sehen im Massentransfer durch Gravitationsstripping in Doppelsternsystemen die Lösung für dieses Problem. ⓘ

Verteilung

Künstlerische Darstellung des Sirius-Systems, eines weißen Zwergsterns in einer Umlaufbahn um einen Hauptreihenstern vom Typ A ⓘ

Sterne sind nicht gleichmäßig über das Universum verteilt, sondern normalerweise zusammen mit interstellarem Gas und Staub in Galaxien gruppiert. Eine typische große Galaxie wie die Milchstraße enthält Hunderte von Milliarden von Sternen. Es gibt mehr als 2 Billionen (10¹²) Galaxien, obwohl die meisten weniger als 10 % der Masse der Milchstraße haben. Insgesamt gibt es wahrscheinlich zwischen 10²² und 10²⁴ Sterne (mehr Sterne als alle Sandkörner auf dem Planeten Erde). Die meisten Sterne befinden sich innerhalb von Galaxien, aber zwischen 10 und 50 % des Sternenlichts in großen Galaxienhaufen kann von Sternen außerhalb einer Galaxie stammen. ⓘ

Ein Mehrfachsternsystem besteht aus zwei oder mehr gravitativ gebundenen Sternen, die sich gegenseitig umkreisen. Das einfachste und häufigste Mehrsternsystem ist ein Doppelstern, aber es gibt auch Systeme mit drei oder mehr Sternen. Aus Gründen der Bahnstabilität sind solche Mehrsternsysteme oft in hierarchischen Gruppen von Doppelsternsystemen organisiert. Größere Gruppen werden als Sternhaufen bezeichnet. Diese reichen von losen Sternverbänden mit nur wenigen Sternen über offene Sternhaufen mit Dutzenden bis Tausenden von Sternen bis hin zu riesigen Kugelsternhaufen mit Hunderttausenden von Sternen. Solche Systeme umkreisen ihre Wirtsgalaxie. Die Sterne in einem offenen oder kugelförmigen Haufen sind alle aus derselben riesigen Molekülwolke entstanden, so dass alle Mitglieder normalerweise ein ähnliches Alter und eine ähnliche Zusammensetzung haben. ⓘ

Es werden viele Sterne beobachtet, von denen die meisten oder alle ursprünglich in gravitativ gebundenen Mehrfachsternsystemen entstanden sein können. Dies gilt insbesondere für sehr massereiche Sterne der Klassen O und B, von denen man annimmt, dass sie zu 80 % Teil von Mehrfachsternsystemen sind. Der Anteil der Einsternsysteme nimmt mit abnehmender Sternmasse zu, so dass nur 25 % der Roten Zwerge bekanntlich stellare Begleiter haben. Da 85 % aller Sterne Rote Zwerge sind, sind wahrscheinlich mehr als zwei Drittel der Sterne in der Milchstraße Rote Zwerge. In einer 2017 durchgeführten Studie der Perseus-Molekülwolke fanden Astronomen heraus, dass die meisten neu entstandenen Sterne in Doppelsternsystemen vorkommen. In dem Modell, das die Daten am besten erklärte, bildeten sich alle Sterne zunächst als Doppelsterne, obwohl sich einige Doppelsterne später aufspalteten und Einzelsterne zurückließen. ⓘ

Diese Ansicht von NGC 6397 enthält Sterne, die aufgrund ihrer Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm als blaue Nachzügler bekannt sind. ⓘ

Der der Erde nächstgelegene Stern, abgesehen von der Sonne, ist Proxima Centauri, 4,2465 Lichtjahre (40,175 Billionen Kilometer) entfernt. Bei einer Umlaufgeschwindigkeit des Space Shuttles von 8 Kilometern pro Sekunde (29.000 Kilometern pro Stunde) würde es etwa 150.000 Jahre dauern, um ihn zu erreichen. Dies ist typisch für die Abstände zwischen den Sternen in galaktischen Scheiben. In den Zentren von Galaxien und Kugelsternhaufen können die Sterne viel näher beieinander liegen, in den galaktischen Halos dagegen viel weiter voneinander entfernt sein. ⓘ

Aufgrund der relativ großen Abstände zwischen den Sternen außerhalb des galaktischen Kerns sind Kollisionen zwischen Sternen vermutlich selten. In dichteren Regionen, wie dem Kern von Kugelsternhaufen oder dem galaktischen Zentrum, können Kollisionen häufiger vorkommen. Solche Kollisionen können so genannte blaue Nachzügler hervorbringen. Diese anormalen Sterne haben eine höhere Oberflächentemperatur und sind daher blauer als Sterne an der Abzweigung der Hauptreihe in dem Haufen, zu dem sie gehören; bei der normalen Sternentwicklung hätten sich blaue Nachzügler bereits aus der Hauptreihe entwickelt und wären daher im Haufen nicht zu sehen. ⓘ

Eigenschaften

Fast alles an einem Stern wird durch seine anfängliche Masse bestimmt, einschließlich Eigenschaften wie Leuchtkraft, Größe, Entwicklung, Lebensdauer und sein späteres Schicksal. ⓘ

Alter

Die meisten Sterne sind zwischen 1 Milliarde und 10 Milliarden Jahre alt. Einige Sterne können sogar bis zu 13,8 Milliarden Jahre alt sein - das beobachtete Alter des Universums. Der älteste bisher entdeckte Stern, HD 140283, auch Methusalem-Stern genannt, ist schätzungsweise 14,46 ± 0,8 Mrd. Jahre alt (aufgrund der Unsicherheit des Wertes steht dieses Alter des Sterns nicht im Widerspruch zum Alter des Universums, das vom Planck-Satelliten mit 13,799 ± 0,021 Jahren bestimmt wurde). ⓘ

Je massereicher ein Stern ist, desto kürzer ist seine Lebensdauer, vor allem weil massereiche Sterne einen höheren Druck auf ihren Kern ausüben, wodurch sie schneller Wasserstoff verbrennen. Die massereichsten Sterne leben im Durchschnitt einige Millionen Jahre, während Sterne mit minimaler Masse (Rote Zwerge) ihren Brennstoff sehr langsam verbrennen und Dutzende bis Hunderte von Milliarden Jahren alt werden können. ⓘ

Lebensdauern der stellaren Entwicklungsstufen in Milliarden von Jahren ⓘ

Anfangsmasse (M☉)	Hauptreihenfolge	Unterriese	Erster Roter Riese	Kern He Verbrennung
1.0	9.33	2.57	0.76	0.13
1.6	2.28	0.03	0.12	0.13
2.0	1.20	0.01	0.02	0.28
5.0	0.10	0.0004	0.0003	0.02

Chemische Zusammensetzung

Wenn Sterne in der heutigen Milchstraßengalaxie entstehen, bestehen sie, gemessen an ihrer Masse, zu etwa 71 % aus Wasserstoff und zu 27 % aus Helium, mit einem kleinen Anteil an schwereren Elementen. Normalerweise wird der Anteil schwerer Elemente anhand des Eisengehalts der Sternatmosphäre gemessen, da Eisen ein häufig vorkommendes Element ist und seine Absorptionslinien relativ leicht zu messen sind. Der Anteil schwerer Elemente kann ein Indikator dafür sein, wie wahrscheinlich es ist, dass der Stern ein Planetensystem besitzt. ⓘ

Der Stern mit dem niedrigsten jemals gemessenen Eisengehalt ist der Zwergstern HE1327-2326, der nur 1/200.000stel des Eisengehalts der Sonne aufweist. Im Gegensatz dazu hat der supermetallreiche Stern μ Leonis fast doppelt so viel Eisen wie die Sonne, während der planetentragende Stern 14 Herculis fast das Dreifache an Eisen aufweist. Chemisch eigentümliche Sterne weisen ungewöhnliche Häufigkeiten bestimmter Elemente in ihrem Spektrum auf, insbesondere Chrom und Seltene Erden. Sterne mit kühleren äußeren Atmosphären, darunter auch die Sonne, können verschiedene zwei- und mehratomige Moleküle bilden. ⓘ

Durchmesser

Einige der bekannten Sterne mit ihren scheinbaren Farben und relativen Größen ⓘ

Aufgrund ihrer großen Entfernung von der Erde erscheinen alle Sterne mit Ausnahme der Sonne dem bloßen Auge als leuchtende Punkte am Nachthimmel, die aufgrund der Wirkung der Erdatmosphäre flimmern. Die Sonne ist nahe genug an der Erde, um stattdessen als Scheibe zu erscheinen und für Tageslicht zu sorgen. Abgesehen von der Sonne ist der Stern mit der größten scheinbaren Größe R. Doradus, mit einem Winkeldurchmesser von nur 0,057 Bogensekunden. ⓘ

Die Scheiben der meisten Sterne sind viel zu klein, um mit den derzeitigen optischen Teleskopen am Boden beobachtet zu werden, so dass Interferometerteleskope erforderlich sind, um Bilder dieser Objekte zu erstellen. Eine andere Technik zur Messung der Winkelgröße von Sternen ist die Bedeckung. Durch genaue Messung des Helligkeitsabfalls eines Sterns bei seiner Bedeckung durch den Mond (bzw. des Helligkeitsanstiegs bei seinem Wiederauftauchen) kann der Winkeldurchmesser des Sterns berechnet werden. ⓘ

Die Größe der Sterne reicht von Neutronensternen, die einen Durchmesser von 20 bis 40 km haben, bis hin zu Überriesen wie Betelgeuse im Sternbild Orion, der einen Durchmesser hat, der etwa 1.000 Mal so groß ist wie der der Sonne, aber eine viel geringere Dichte aufweist. ⓘ

Kinematik

Die Plejaden, ein offener Sternhaufen im Sternbild Taurus. Diese Sterne haben eine gemeinsame Bewegung durch den Raum. ⓘ

Die Bewegung eines Sterns relativ zur Sonne kann nützliche Informationen über den Ursprung und das Alter eines Sterns sowie über die Struktur und Entwicklung der umgebenden Galaxie liefern. Die Bewegungskomponenten eines Sterns bestehen aus der Radialgeschwindigkeit in Richtung auf die Sonne bzw. von ihr weg und der Winkelbewegung in Querrichtung, die als Eigenbewegung bezeichnet wird. ⓘ

Die Radialgeschwindigkeit wird durch die Dopplerverschiebung der Spektrallinien des Sterns gemessen und in der Einheit km/s angegeben. Die Eigenbewegung eines Sterns, seine Parallaxe, wird durch präzise astrometrische Messungen in Einheiten von Millibogensekunden (mas) pro Jahr bestimmt. Mit der Kenntnis der Parallaxe des Sterns und seiner Entfernung kann die Eigengeschwindigkeit berechnet werden. Zusammen mit der Radialgeschwindigkeit kann die Gesamtgeschwindigkeit berechnet werden. Sterne mit hohen Eigenbewegungsgeschwindigkeiten befinden sich wahrscheinlich relativ nahe an der Sonne, was sie zu guten Kandidaten für Parallaxenmessungen macht. ⓘ

Wenn beide Bewegungsgeschwindigkeiten bekannt sind, kann die Raumgeschwindigkeit des Sterns relativ zur Sonne oder zur Galaxie berechnet werden. Bei nahen Sternen hat man festgestellt, dass jüngere Sterne der Population I im Allgemeinen niedrigere Geschwindigkeiten haben als ältere Sterne der Population II. Letztere haben elliptische Bahnen, die zur Ebene der Galaxie geneigt sind. Ein Vergleich der Kinematik naher Sterne hat es den Astronomen ermöglicht, ihren Ursprung auf gemeinsame Punkte in riesigen Molekülwolken zurückzuführen, die als stellare Assoziationen bezeichnet werden. ⓘ

Magnetisches Feld

Oberflächenmagnetfeld von SU Aur (ein junger Stern vom Typ T Tauri), rekonstruiert mit Hilfe der Zeeman-Doppler-Bildgebung ⓘ

Das Magnetfeld eines Sterns entsteht in Bereichen des Sterninneren, in denen eine konvektive Zirkulation stattfindet. Diese Bewegung des leitfähigen Plasmas funktioniert wie ein Dynamo, bei dem die Bewegung elektrischer Ladungen wie bei einem mechanischen Dynamo Magnetfelder induziert. Diese Magnetfelder haben eine große Reichweite, die sich über den gesamten Stern und darüber hinaus erstreckt. Die Stärke des Magnetfelds variiert mit der Masse und der Zusammensetzung des Sterns, und die Stärke der magnetischen Oberflächenaktivität hängt von der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ab. Diese Oberflächenaktivität führt zu Sternflecken, d. h. Regionen mit starken Magnetfeldern und niedrigeren Oberflächentemperaturen als normal. Koronale Schleifen sind bogenförmige Magnetfeldlinien, die von der Oberfläche eines Sterns in die äußere Atmosphäre des Sterns, seine Korona, aufsteigen. Die koronalen Schleifen sind aufgrund des Plasmas, das sie entlang ihrer Länge leiten, sichtbar. Stellare Flares sind Ausbrüche hochenergetischer Teilchen, die aufgrund der gleichen magnetischen Aktivität entstehen. ⓘ

Junge, schnell rotierende Sterne neigen aufgrund ihres Magnetfelds zu einer hohen Oberflächenaktivität. Das Magnetfeld kann auf den Sternwind eines Sterns einwirken und als Bremse fungieren, um die Rotationsgeschwindigkeit mit der Zeit zu verlangsamen. Daher haben ältere Sterne wie die Sonne eine viel langsamere Rotationsrate und eine geringere Oberflächenaktivität. Das Aktivitätsniveau langsam rotierender Sterne schwankt in der Regel zyklisch und kann für einige Zeit ganz zum Erliegen kommen. Während des Maunder-Minimums zum Beispiel war die Sonne 70 Jahre lang fast keine Sonnenfleckenaktivität. ⓘ

Masse

Einer der massereichsten bekannten Sterne ist Eta Carinae, der, mit der 100-150-fachen Masse der Sonne eine Lebensdauer von nur einigen Millionen Jahren haben wird. Untersuchungen der massereichsten offenen Sternhaufen deuten auf 150 M_☉ als grobe Obergrenze für Sterne in der gegenwärtigen Ära des Universums. Diese stellt einen empirischen Wert für die theoretische Grenze der Masse der sich bildenden Sterne aufgrund des zunehmenden Strahlungsdrucks auf die akkretierende Gaswolke dar. Mehrere Sterne im R136-Haufen in der Großen Magellanschen Wolke wurden mit größeren Massen gemessen, aber Es wurde festgestellt, dass sie durch die Kollision und Verschmelzung massereicher Sterne in engen Doppelsternsystemen entstanden sein könnten, wodurch die 150 M_☉-Grenze für die Bildung massereicher Sterne umgehen. ⓘ

Der Reflexionsnebel NGC 1999 wird von V380 Orionis brillant beleuchtet. Bei dem schwarzen Fleck am Himmel handelt es sich um ein riesiges Loch im leeren Raum und nicht um einen Dunkelnebel, wie bisher angenommen. ⓘ

Die ersten Sterne, die sich nach dem Urknall bildeten, könnten größer gewesen sein, bis zu 300 M_☉, aufgrund da sie keine Elemente enthielten, die schwerer als Lithium waren. Diese Generation supermassereicher Population-III-Sterne hat wahrscheinlich schon in der Frühzeit des Universums existiert (d. h. sie haben eine hohe Rotverschiebung) und könnte die Produktion chemischer Elemente eingeleitet haben, die schwerer als Wasserstoff sind und für die spätere Entstehung von Planeten und Leben benötigt werden. Im Juni 2015 berichteten Astronomen über den Nachweis von Sternen der Population III in der Galaxie Cosmos Redshift 7 bei z = 6,60. ⓘ

Mit einer Masse, die nur 80 Mal so groß ist wie die des Jupiters (M_J) ist 2MASS J0523-1403 der kleinste bekannte Stern, der in seinem Kern eine Kernfusion durchläuft. Für Sterne mit einer Metallizität ähnlich der der Sonne wird die theoretische Mindestmasse, die ein Stern haben kann, ohne dass in seinem Kern Kernfusion stattfindet, auf etwa 75 M_J. Bei einer sehr niedrigen Metallizität scheint die minimale Sterngröße bei etwa 8,3 % der Sonnenmasse zu liegen, was etwa 87 M_J. Kleinere Körper, die als braune Zwerge bezeichnet werden, befinden sich in einer schlecht definierten Grauzone zwischen Sternen und Gasriesen. ⓘ

Die Kombination aus Radius und Masse eines Sterns bestimmt seine Oberflächengravitation. Riesensterne haben eine viel geringere Oberflächenschwerkraft als Hauptreihensterne, während das Gegenteil bei entarteten, kompakten Sternen wie Weißen Zwergen der Fall ist. Die Oberflächengravitation kann das Aussehen des Spektrums eines Sterns beeinflussen, wobei eine höhere Gravitation eine Verbreiterung der Absorptionslinien bewirkt. ⓘ

Rotation

Die Rotationsgeschwindigkeit von Sternen kann durch spektroskopische Messungen oder genauer durch die Verfolgung ihrer Sternflecken bestimmt werden. Junge Sterne können am Äquator eine Rotation von mehr als 100 km/s haben. Der B-Klasse-Stern Achernar zum Beispiel hat eine Äquatorialgeschwindigkeit von etwa 225 km/s oder mehr, wodurch sich sein Äquator nach außen wölbt und sein Äquatordurchmesser um mehr als 50 % größer ist als zwischen den Polen. Diese Rotationsrate liegt knapp unter der kritischen Geschwindigkeit von 300 km/s, bei der der Stern auseinanderbrechen würde. Im Gegensatz dazu dreht sich die Sonne je nach Breitengrad einmal alle 25-35 Tage mit einer Äquatorialgeschwindigkeit von 1,93 km/s. Das Magnetfeld eines Hauptreihensterns und der Sternwind verlangsamen seine Rotation um einen beträchtlichen Betrag, während er sich auf der Hauptreihe entwickelt. ⓘ

Entartete Sterne haben sich zu einer kompakten Masse zusammengezogen, was zu einer schnellen Rotationsgeschwindigkeit führt. Sie haben jedoch relativ niedrige Rotationsgeschwindigkeiten im Vergleich zu dem, was man aufgrund der Drehimpulserhaltung erwarten würde - der Tendenz eines rotierenden Körpers, eine Größenkontraktion durch eine Erhöhung seiner Rotationsgeschwindigkeit auszugleichen. Ein großer Teil des Drehimpulses des Sterns wird durch den Massenverlust des Sternwinds vernichtet. Trotzdem kann die Rotationsrate eines Pulsars sehr schnell sein. Der Pulsar im Herzen des Krebsnebels zum Beispiel dreht sich 30 Mal pro Sekunde. Durch die Emission von Strahlung wird die Rotationsrate des Pulsars allmählich langsamer. ⓘ

Temperatur

Die Oberflächentemperatur eines Hauptreihensterns wird durch die Energieproduktionsrate seines Kerns und durch seinen Radius bestimmt und wird häufig anhand des Farbindexes des Sterns geschätzt. Die Temperatur wird normalerweise als effektive Temperatur angegeben, d. h. als die Temperatur eines idealisierten schwarzen Körpers, der seine Energie mit der gleichen Leuchtkraft pro Fläche abstrahlt wie der Stern. Die effektive Temperatur ist nur für die Oberfläche repräsentativ, da die Temperatur zum Kern hin zunimmt. Die Temperatur im Kernbereich eines Sterns beträgt mehrere Millionen Kelvin. ⓘ

Die Sterntemperatur bestimmt die Ionisierungsrate der verschiedenen Elemente, was zu charakteristischen Absorptionslinien im Spektrum führt. Die Oberflächentemperatur eines Sterns wird zusammen mit seiner visuellen absoluten Helligkeit und seinen Absorptionsmerkmalen zur Klassifizierung eines Sterns verwendet (siehe Klassifizierung unten). ⓘ

Massereiche Hauptreihensterne können Oberflächentemperaturen von 50.000 K haben. Kleinere Sterne wie die Sonne haben Oberflächentemperaturen von einigen Tausend K. Rote Riesen haben relativ niedrige Oberflächentemperaturen von etwa 3.600 K; sie haben jedoch aufgrund ihrer großen äußeren Oberfläche eine hohe Leuchtkraft. ⓘ

Strahlung

Die von den Sternen durch Kernfusion erzeugte Energie wird sowohl als elektromagnetische Strahlung als auch als Teilchenstrahlung in den Weltraum abgestrahlt. Die von einem Stern ausgehende Teilchenstrahlung äußert sich in Form des Sternwinds, der der in Form von elektrisch geladenen Protonen sowie Alpha- und Betateilchen aus den äußeren Schichten strömt. Ein ständiger Strom nahezu masseloser Neutrinos geht direkt vom Sternkern aus. ⓘ

Die Energieerzeugung im Kern ist der Grund dafür, dass Sterne so hell leuchten: Jedes Mal, wenn zwei oder mehr Atomkerne miteinander verschmelzen, um einen einzigen Atomkern eines neuen, schwereren Elements zu bilden, werden Gammastrahlen-Photonen aus dem Kernfusionsprodukt freigesetzt. Diese Energie wird in andere Formen elektromagnetischer Energie niedrigerer Frequenz, wie z. B. sichtbares Licht, umgewandelt, wenn sie die äußeren Schichten des Sterns erreicht. ⓘ

Die Farbe eines Sterns, die durch die intensivste Frequenz des sichtbaren Lichts bestimmt wird, hängt von der Temperatur der äußeren Schichten des Sterns, einschließlich seiner Photosphäre, ab. Neben dem sichtbaren Licht senden Sterne auch elektromagnetische Strahlung aus, die für das menschliche Auge unsichtbar ist. Die elektromagnetische Strahlung von Sternen umfasst das gesamte elektromagnetische Spektrum, von den längsten Wellenlängen der Radiowellen über Infrarot, sichtbares Licht und Ultraviolett bis hin zu den kürzesten Wellenlängen von Röntgen- und Gammastrahlen. Im Hinblick auf die Gesamtenergie, die von einem Stern abgestrahlt wird, sind nicht alle Komponenten der stellaren elektromagnetischen Strahlung von Bedeutung, aber alle Frequenzen geben Aufschluss über die Physik des Sterns. ⓘ

Anhand des Sternspektrums können Astronomen die Oberflächentemperatur, die Schwerkraft der Oberfläche, die Metallizität und die Rotationsgeschwindigkeit eines Sterns bestimmen. Wird die Entfernung des Sterns ermittelt, z. B. durch Messung der Parallaxe, lässt sich die Leuchtkraft des Sterns ableiten. Die Masse, der Radius, die Oberflächenschwere und die Rotationsperiode können dann anhand von Sternmodellen geschätzt werden. (Die Masse von Sternen in Doppelsternsystemen kann durch Messung ihrer Umlaufgeschwindigkeiten und Abstände berechnet werden. Mit Hilfe des Gravitationsmikrolinsensystems wurde die Masse eines einzelnen Sterns gemessen). Mit diesen Parametern können die Astronomen das Alter des Sterns schätzen. ⓘ

Leuchtkraft

Die Leuchtkraft eines Sterns ist die Menge an Licht und anderen Formen von Strahlungsenergie, die er pro Zeiteinheit ausstrahlt. Sie wird in der Einheit Leistung angegeben. Die Leuchtkraft eines Sterns wird durch seinen Radius und seine Oberflächentemperatur bestimmt. Viele Sterne strahlen nicht gleichmäßig über ihre gesamte Oberfläche ab. Der schnell rotierende Stern Wega beispielsweise hat an seinen Polen einen höheren Energiefluss (Leistung pro Flächeneinheit) als an seinem Äquator. ⓘ

Flecken auf der Oberfläche des Sterns mit einer niedrigeren Temperatur und Leuchtkraft als im Durchschnitt werden als Sternflecken bezeichnet. Kleine Zwergsterne wie unsere Sonne haben im Allgemeinen im Wesentlichen funktionslose Scheiben mit nur kleinen Sternflecken. Riesensterne haben viel größere, deutlichere Sternflecken, und sie weisen eine starke Verdunkelung des Sternrandes auf. Das heißt, die Helligkeit nimmt zum Rand der Sternscheibe hin ab. Rote Zwergfackelsterne wie UV Ceti können auffällige Sternflecken aufweisen. ⓘ

Helligkeit

Die scheinbare Helligkeit eines Sterns wird durch seine scheinbare Helligkeit ausgedrückt. Sie ist eine Funktion der Leuchtkraft des Sterns, seiner Entfernung von der Erde, der Auslöschungswirkung von interstellarem Staub und Gas sowie der Veränderung des Sternenlichts beim Durchgang durch die Erdatmosphäre. Die intrinsische oder absolute Helligkeit steht in direktem Zusammenhang mit der Leuchtkraft eines Sterns und ist die scheinbare Helligkeit, die ein Stern hätte, wenn die Entfernung zwischen der Erde und dem Stern 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) betragen würde. ⓘ

Anzahl der Sterne, die heller als eine Magnitude sind

Scheinbare Helligkeit	Anzahl  der Sterne ⓘ
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

Sowohl die Skala der scheinbaren als auch der absoluten Helligkeit sind logarithmische Einheiten: Ein ganzzahliger Unterschied in der Helligkeit entspricht einer Helligkeitsvariation um das 2,5-fache (die 5. Wurzel aus 100 oder etwa 2,512). Das bedeutet, dass ein Stern der ersten Größenklasse (+1,00) etwa 2,5 Mal heller ist als ein Stern der zweiten Größenklasse (+2,00) und etwa 100 Mal heller als ein Stern der sechsten Größenklasse (+6,00). Die schwächsten Sterne, die mit bloßem Auge unter guten Sichtbedingungen sichtbar sind, haben eine Helligkeit von etwa +6. ⓘ

Sowohl auf der scheinbaren als auch auf der absoluten Magnitudenskala gilt: je kleiner die Magnitudenzahl, desto heller der Stern; je größer die Magnitudenzahl, desto schwächer der Stern. Die hellsten Sterne auf beiden Skalen haben negative Magnitudenzahlen. Der Helligkeitsunterschied (ΔL) zwischen zwei Sternen wird berechnet, indem man die Magnitudenzahl des helleren Sterns (mb) von der Magnitudenzahl des schwächeren Sterns (mf) subtrahiert und dann die Differenz als Exponent für die Basiszahl 2,512 verwendet; das heißt:

$\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }$

$2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}$ ⓘ

Bezogen auf die Leuchtkraft und die Entfernung von der Erde sind die absolute Helligkeit (M) und die scheinbare Helligkeit (m) eines Sterns nicht gleichwertig; der helle Stern Sirius hat zum Beispiel eine scheinbare Helligkeit von -1,44, aber eine absolute Helligkeit von +1,41. ⓘ

Die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von -26,7, aber ihre absolute Helligkeit beträgt nur +4,83. Sirius, der von der Erde aus gesehen hellste Stern am Nachthimmel, leuchtet etwa 23 Mal heller als die Sonne, während Canopus, der zweithellste Stern am Nachthimmel, mit einer absoluten Helligkeit von -5,53 etwa 14 000 Mal heller leuchtet als die Sonne. Obwohl Canopus weitaus heller ist als Sirius, erscheint letzterer als der hellere der beiden Sterne. Das liegt daran, dass Sirius nur 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, während Canopus mit einer Entfernung von 310 Lichtjahren viel weiter weg ist. ⓘ

Die hellsten bekannten Sterne haben eine absolute Helligkeit von etwa -12, was dem 6-Millionenfachen der Leuchtkraft der Sonne entspricht. Theoretisch befinden sich die leuchtschwächsten Sterne an der unteren Grenze der Masse, bei der Sterne in der Lage sind, die Kernfusion von Wasserstoff im Kern zu unterstützen; Sterne knapp über dieser Grenze wurden im Sternhaufen NGC 6397 gefunden. Die schwächsten roten Zwerge im Haufen haben eine absolute Helligkeit von 15, während ein weißer Zwerg mit 17 absoluter Helligkeit entdeckt worden ist. ⓘ

Klassifizierung

Oberflächentemperaturbereiche für
verschiedene Sternklassen

Klasse	Temperatur	Beispielstern ⓘ
O	33.000 K oder mehr	Zeta Ophiuchi
B	10,500-30,000 K	Rigel
A	7,500-10,000 K	Altair
F	6,000-7,200 K	Procyon A
G	5,500-6,000 K	Sonne
K	4,000-5,250 K	Epsilon Indi
M	2,600-3,850 K	Proxima Centauri

Das derzeitige Klassifizierungssystem für Sterne stammt aus dem frühen 20. Jahrhundert, als Sterne anhand der Stärke der Wasserstofflinie von A bis Q klassifiziert wurden. Man nahm an, dass die Stärke der Wasserstofflinie eine einfache lineare Funktion der Temperatur sei. Stattdessen war sie komplizierter: Sie nahm mit steigender Temperatur zu, erreichte bei 9000 K ihren Höhepunkt und nahm dann bei höheren Temperaturen ab. Seitdem wurden die Klassifizierungen nach Temperatur neu geordnet, worauf das moderne Schema beruht. ⓘ

Die Sterne werden anhand ihres Spektrums mit einem einzigen Buchstaben klassifiziert, von Typ O, der sehr heiß ist, bis M, der so kalt ist, dass sich in seiner Atmosphäre Moleküle bilden können. Die wichtigsten Klassifizierungen in der Reihenfolge der abnehmenden Oberflächentemperatur sind: O, B, A, F, G, K und M. Für eine Reihe seltener Spektraltypen gibt es spezielle Klassifizierungen. Die häufigsten davon sind die Typen L und T, die die kältesten massearmen Sterne und Braunen Zwerge klassifizieren. Jeder Buchstabe hat 10 Unterteilungen, die von 0 bis 9 nummeriert sind, in der Reihenfolge der abnehmenden Temperatur. Dieses System bricht jedoch bei extrem hohen Temperaturen zusammen, da die Klassen O0 und O1 nicht existieren können. ⓘ

Darüber hinaus können Sterne anhand der Helligkeitseffekte in ihren Spektrallinien klassifiziert werden, die ihrer räumlichen Größe entsprechen und durch ihre Oberflächengravitation bestimmt werden. Diese reichen von 0 (Hypergiganten) über III (Riesen) bis V (Zwerge der Hauptreihe); einige Autoren fügen VII (Weiße Zwerge) hinzu. Hauptreihensterne fallen entlang eines schmalen, diagonalen Bandes, wenn man sie nach ihrer absoluten Helligkeit und ihrem Spektraltyp grafisch darstellt. Die Sonne ist ein gelber Zwerg der Hauptreihe G2V mit mittlerer Temperatur und normaler Größe. ⓘ

Es gibt eine zusätzliche Nomenklatur in Form von Kleinbuchstaben, die an das Ende des Spektraltyps angehängt werden, um besondere Merkmale des Spektrums anzuzeigen. Ein "e" kann beispielsweise auf das Vorhandensein von Emissionslinien hinweisen; "m" steht für ungewöhnlich hohe Metallgehalte, und "var" kann für Variationen im Spektraltyp stehen. ⓘ

Weiße Zwergsterne haben eine eigene Klasse, die mit dem Buchstaben D beginnt. Diese ist weiter unterteilt in die Klassen DA, DB, DC, DO, DZ und DQ, je nachdem, welche Arten von auffälligen Linien im Spektrum zu finden sind. Danach folgt ein numerischer Wert, der die Temperatur angibt. ⓘ

Veränderliche Sterne

Das asymmetrische Erscheinungsbild von Mira, einem oszillierenden veränderlichen Stern ⓘ

Veränderliche Sterne weisen periodische oder zufällige Veränderungen der Leuchtkraft auf, die auf intrinsische oder extrinsische Eigenschaften zurückzuführen sind. Von den intrinsisch veränderlichen Sternen können die primären Typen in drei Hauptgruppen unterteilt werden. ⓘ

Während ihrer Sternentwicklung durchlaufen einige Sterne Phasen, in denen sie zu pulsierenden Veränderlichen werden können. Pulsierende veränderliche Sterne verändern ihren Radius und ihre Leuchtkraft im Laufe der Zeit, wobei sie sich je nach Größe des Sterns in Zeiträumen von Minuten bis Jahren ausdehnen und zusammenziehen. Zu dieser Kategorie gehören Cepheiden und Cepheiden-ähnliche Sterne sowie langperiodische Veränderliche wie Mira. ⓘ

Eruptive Veränderliche sind Sterne, die aufgrund von Flares oder Massenauswürfen einen plötzlichen Anstieg ihrer Leuchtkraft erfahren. Zu dieser Gruppe gehören Protosterne, Wolf-Rayet-Sterne und Flare-Sterne sowie Riesen- und Überriesensterne. ⓘ

Kataklysmische oder explosive veränderliche Sterne sind solche, die eine dramatische Veränderung ihrer Eigenschaften erfahren. Zu dieser Gruppe gehören Novae und Supernovae. Ein Doppelsternsystem, zu dem ein Weißer Zwerg in der Nähe gehört, kann bestimmte Arten dieser spektakulären Sternexplosionen hervorbringen, darunter die Nova und eine Supernova vom Typ 1a. Die Explosion entsteht, wenn der Weiße Zwerg Wasserstoff aus dem Begleitstern aufnimmt und so viel Masse aufbaut, bis der Wasserstoff fusioniert. Einige Novae sind wiederkehrend und haben periodische Ausbrüche von mäßiger Amplitude. ⓘ

Die Leuchtkraft von Sternen kann aufgrund extrinsischer Faktoren variieren, z. B. bei Bedeckungsveränderlichen oder rotierenden Sternen, die extreme Sternflecken erzeugen. Ein bemerkenswertes Beispiel für einen Bedeckungsveränderlichen ist Algol, dessen Helligkeit in einem Zeitraum von 2,87 Tagen regelmäßig zwischen 2,1 und 3,4 variiert. ⓘ

Struktur

Innere Strukturen von Hauptreihensternen mit Massenangaben in Sonnenmassen, Konvektionszonen mit gepfeilten Zyklen und Strahlungszonen mit roten Blitzen. Von links nach rechts, ein roter Zwerg, ein gelber Zwerg und ein blau-weißer Hauptreihenstern ⓘ

Das Innere eines stabilen Sterns befindet sich in einem hydrostatischen Gleichgewicht: Die Kräfte, die auf ein kleines Volumen wirken, halten sich fast genau die Waage. Bei den ausgeglichenen Kräften handelt es sich um die nach innen gerichtete Gravitationskraft und eine nach außen gerichtete Kraft aufgrund des Druckgefälles im Inneren des Sterns. Das Druckgefälle wird durch das Temperaturgefälle des Plasmas erzeugt; der äußere Teil des Sterns ist kühler als der Kern. Die Temperatur im Kern eines Hauptreihen- oder Riesensterns liegt mindestens in der Größenordnung von 10⁷ K. Die daraus resultierende Temperatur und der Druck im wasserstoffverbrennenden Kern eines Hauptreihensterns reichen aus, damit die Kernfusion stattfinden kann und genügend Energie erzeugt wird, um einen weiteren Kollaps des Sterns zu verhindern. ⓘ

Wenn die Atomkerne im Kern fusionieren, geben sie Energie in Form von Gammastrahlen ab. Diese Photonen interagieren mit dem umgebenden Plasma und tragen zur thermischen Energie des Kerns bei. Sterne auf der Hauptreihe wandeln Wasserstoff in Helium um, wodurch der Heliumanteil im Kern langsam aber stetig zunimmt. Schließlich überwiegt der Heliumanteil, und die Energieerzeugung im Kern wird eingestellt. Stattdessen wird bei Sternen mit mehr als 0,4 M_☉ findet die Fusion stattdessen in einer langsam expandierenden Hülle um den entarteten Heliumkern statt. ⓘ

Neben dem hydrostatischen Gleichgewicht herrscht im Inneren eines stabilen Sterns auch ein thermisches Energiegleichgewicht. Im gesamten Inneren besteht ein radiales Temperaturgefälle, das zu einem Energiestrom nach außen führt. Der aus einer beliebigen Schicht des Sterns austretende Energiestrom entspricht genau dem von unten eintretenden Strom. ⓘ

Die Strahlungszone ist der Bereich des Sterninneren, in dem der Energiestrom nach außen von der Strahlungswärmeübertragung abhängt, da die Konvektionswärmeübertragung in diesem Bereich ineffizient ist. In diesem Bereich wird das Plasma nicht gestört, und alle Massenbewegungen werden abklingen. Ist dies nicht der Fall, wird das Plasma instabil und es kommt zur Konvektion, wodurch eine Konvektionszone entsteht. Dies kann z. B. in Regionen mit sehr hohen Energieströmen, wie in der Nähe des Kerns, oder in Bereichen mit hoher Opazität (wodurch die Wärmeübertragung durch Strahlung ineffizient wird), wie in der äußeren Hülle, auftreten. ⓘ

Das Auftreten von Konvektion in der äußeren Hülle eines Hauptreihensterns hängt von der Masse des Sterns ab. Sterne mit der mehrfachen Masse der Sonne haben eine Konvektionszone tief im Inneren und eine Strahlungszone in den äußeren Schichten. Bei kleineren Sternen wie der Sonne ist es genau umgekehrt: Die Konvektionszone befindet sich in den äußeren Schichten. Rote Zwergsterne mit weniger als 0,4 M_☉ sind durchweg konvektiv, was die Ansammlung eines Heliumkerns verhindert. Bei den meisten Sternen verändern sich die Konvektionszonen im Laufe der Zeit, wenn der Stern altert und sich die Beschaffenheit des Inneren verändert. ⓘ

Ein Querschnitt durch die Sonne ⓘ

Die Photosphäre ist der Teil eines Sterns, der für einen Beobachter sichtbar ist. Dies ist die Schicht, in der das Plasma des Sterns für Lichtphotonen durchlässig wird. Von hier aus kann sich die im Kern erzeugte Energie frei ins All ausbreiten. In der Photosphäre treten Sonnenflecken auf, Regionen mit unterdurchschnittlicher Temperatur. ⓘ

Oberhalb der Photosphäre befindet sich die Atmosphäre des Sterns. Bei einem Hauptreihenstern wie der Sonne ist die unterste Ebene der Atmosphäre, direkt oberhalb der Photosphäre, die dünne Chromosphärenregion, in der die Spicules erscheinen und die Sterneruptionen beginnen. Darüber befindet sich der Übergangsbereich, in dem die Temperatur innerhalb einer Entfernung von nur 100 km schnell ansteigt. Darüber befindet sich die Korona, ein Volumen überhitzten Plasmas, das sich bis zu mehreren Millionen Kilometern ausdehnen kann. Die Existenz einer Korona scheint von einer konvektiven Zone in den äußeren Schichten des Sterns abhängig zu sein. Trotz ihrer hohen Temperatur strahlt die Korona aufgrund ihrer geringen Gasdichte nur sehr wenig Licht ab. Die Koronaregion der Sonne ist normalerweise nur während einer Sonnenfinsternis sichtbar. ⓘ

Von der Korona aus breitet sich ein stellarer Wind aus Plasmateilchen vom Stern nach außen aus, bis er mit dem interstellaren Medium in Wechselwirkung tritt. Bei der Sonne erstreckt sich der Einfluss des Sonnenwinds über eine blasenförmige Region, die Heliosphäre. ⓘ

Reaktionswege der Kernfusion

Überblick über die Proton-Proton-Kette

Der Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus ⓘ

Wenn Kerne fusionieren, ist die Masse des Fusionsprodukts geringer als die Masse der ursprünglichen Teile. Diese verlorene Masse wird gemäß der Masse-Energie-Äquivalenz-Beziehung in elektromagnetische Energie umgewandelt $E=mc^{2}$. In den Kernen von Sternen finden verschiedene Kernfusionsreaktionen statt, die von ihrer Masse und Zusammensetzung abhängen. ⓘ

Der Wasserstofffusionsprozess ist temperaturabhängig, so dass ein moderater Anstieg der Kerntemperatur zu einer deutlichen Erhöhung der Fusionsrate führt. Daher schwankt die Kerntemperatur von Hauptreihensternen nur zwischen 4 Millionen Kelvin bei einem kleinen Stern der Klasse M und 40 Millionen Kelvin bei einem massereichen Stern der Klasse O. ⓘ

In der Sonne mit einem Kern von 16 Millionen Kelvin fusioniert Wasserstoff in der Proton-Proton-Kettenreaktion zu Helium:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e(2 x 0,4 MeV)

2e⁺ + 2e- → 2γ (2 x 1,0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (2 x 5,5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12,9 MeV) ⓘ

Es gibt noch einige andere Wege, bei denen sich ³He und ⁴He zu ⁷Be verbinden, was schließlich (unter Hinzufügung eines weiteren Protons) zwei ⁴He ergibt, also einen Gewinn von einem. ⓘ

Alle diese Reaktionen führen zu der Gesamtreaktion:

4¹H → ⁴He + 2γ + 2νe (26,7 MeV) ⓘ

wobei γ ein Gammastrahlenphoton, νe ein Neutrino und H und He die Isotope von Wasserstoff bzw. Helium sind. Die bei dieser Reaktion freigesetzte Energie wird in Millionen von Elektronenvolt angegeben. Jede einzelne Reaktion erzeugt nur eine winzige Energiemenge, aber da eine enorme Anzahl dieser Reaktionen ständig abläuft, erzeugen sie die gesamte Energie, die zur Aufrechterhaltung der Strahlungsleistung des Sterns erforderlich ist. Im Vergleich dazu setzt die Verbrennung von zwei Wasserstoffmolekülen mit einem Sauerstoffmolekül nur 5,7 eV frei. ⓘ

In massereicheren Sternen wird Helium in einem Reaktionszyklus erzeugt, der durch Kohlenstoff katalysiert wird und als Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus bezeichnet wird. ⓘ

In weiterentwickelten Sternen mit Kernen bei 100 Millionen Kelvin und Massen zwischen 0,5 und 10 M_☉ kann Helium im Triple-Alpha-Prozess unter Verwendung des Zwischenelements Beryllium in Kohlenstoff umgewandelt werden:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 MeV ⓘ

Für eine Gesamtreaktion von:

Übersicht über die aufeinanderfolgenden Fusionsprozesse in massereichen Sternen ⓘ

3⁴He → ¹²C + γ + 7,2 MeV ⓘ

In massereichen Sternen können schwerere Elemente in einem kontrahierenden Kern durch den Neon- und den Sauerstoffverbrennungsprozess verbrannt werden. Die letzte Stufe der stellaren Nukleosynthese ist der Siliziumverbrennungsprozess, der zur Bildung des stabilen Isotops Eisen-56 führt. Jede weitere Fusion wäre ein endothermer Prozess, der Energie verbraucht, so dass weitere Energie nur durch den Gravitationskollaps erzeugt werden kann. ⓘ

Dauer der Hauptfusionsphasen für einen 20 M_☉ Stern ⓘ

Brennstoff Stoff	Temperatur (Millionen Kelvin)	Dichte (kg/cm3)	Brenndauer (τ in Jahren)
H	37	0.0045	8,1 Millionen
He	188	0.97	1,2 Mio.
C	870	170	976
Ne	1,570	3,100	0.6
O	1,980	5,550	1.25
S/Si	3,340	33,400	0.0315

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch als Navigationssterne benutzt. In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien. Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt – unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke – und durch die im 19. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace. Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge. Häufig werden beide Theorien jedoch zusammengefasst als Kant-Laplace-Theorie. ⓘ

Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels

Da sich die Erde im Laufe eines Tages einmal um sich selbst dreht und im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne kreist, ändert sich der Anblick des Himmels mit Sternen und Sternbildern für den Beobachter auf der Erde sowohl im Verlauf einer Nacht wie auch mit den Jahreszeiten. ⓘ

Blickrichtung nach Norden (Anklicken für Animation) ⓘ

Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde (nördlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich während der Nacht der Sternhimmel im Gegenuhrzeigersinn um den Polarstern. Bei Blickrichtung nach Süden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum (weil der Beobachter andersherum steht): Die Sterne und der Sternhimmel bewegen sich im Uhrzeigersinn von links (Osten) nach rechts (Westen). Auch im Ablauf eines Jahres gilt die gleiche, nur 365-mal langsamere Bewegung, wenn man immer zur selben Uhrzeit auf den Himmel schaut: im Norden gegen den Uhrzeiger, im Süden von links nach rechts. Der Sternenhimmel kann dabei – ausgenommen die Stellungen der Planeten und des Mondes – sehr ähnliche Bilder zeigen: Beispielsweise ist der Anblick am 31. Oktober um 4:00 Uhr fast gleich dem am 31. Dezember um 24:00 Uhr oder dem am 2. März um 20:00 Uhr. Das bedeutet, dass eine Uhrzeit-Veränderung von vier Stunden (ein sechstel Tag) einer Kalender-Veränderung von rund 60 Tagen (ein sechstel Jahr) entspricht. ⓘ

Für den Beobachter auf der Südhalbkugel der Erde (südlich des Erdäquators) gilt: Bei Blickrichtung nach Süden dreht sich der Sternenhimmel im Uhrzeigersinn um den Himmelssüdpol. Bei Blickrichtung nach Norden verlaufen die scheinbaren Sternbahnen andersherum: Die Sterne bewegen sich im Gegenuhrzeigersinn von rechts (Osten) nach links (Westen). Auch im Verlauf eines Jahres ergibt sich bei Blick nach Süden die gleiche Bewegung, nur langsamer, im Uhrzeigersinn. Bei Blick nach Norden ist die scheinbare Bewegung wieder im Gegenuhrzeigersinn von rechts nach links. ⓘ

Vorkommen und Eigenschaften

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil des Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung. ⓘ

Sternentwicklung

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Planetarischer Nebel Messier 57 (Ringnebel) mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr ⓘ

Nebel um den extrem massereichen Stern Eta Carinae mit einem Längsdurchmesser von etwa 0,5 Lichtjahren ⓘ

Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt. Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.

• Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu Weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die Weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als Schwarze Zwerge.
• Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu Roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem Hundertfachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu Weißen Zwergen wie oben beschrieben.
• Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm durch Fusion keine weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu Weißen Zwergen.
• Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um η Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist:

Übersicht über die Fusionsprozesse innerhalb massereicher Sterne ⓘ

Fusions- material	Fusionsvorgang (Nukleosynthese)	Temperatur (Mill. K)	Dichte (kg/cm³)	Fusions- dauer
H	Wasserstoffbrennen	40	0,006	10 Mill. Jahre
He	Heliumbrennen	190	1,1	1 Mill. Jahre
C	Kohlenstoffbrennen	740	240	10.000 Jahre
Ne	Neonbrennen	1.600	7.400	10 Jahre
O	Sauerstoffbrennen	2.100	16.000	5 Jahre
Si	Siliciumbrennen	3.400	50.000	1 Woche
Fe-Kern	Kernfusion schwerster Elemente	10.000	10.000.000	-

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Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, kollabiert er innerhalb von Sekundenbruchteilen, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen Umständen als Endprodukt einer solchen Supernova vom Typ II ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen. ⓘ