Stern

im alltäglichen Sprachgebrauch ein Himmelskörper, der dem bloßen Auge als punktförmige Lichtquelle erscheint; astronomisch Sammelbezeichnung für alle Himmelskörper, die als abgegrenzte, meist kugel- oder ellipsoidförmig gestaltete Massenaggregate erscheinen (Fixsterne, Sonne, Planeten, Monde). Sterne im engeren Sinne sind die Fixsterne, selbstleuchtende Gaskugeln zu denen auch die Sonne gehört. Der nächstgelegene Stern außerhalb des Sonnensystems ist Proxima Centauri in 4,2 Lichtjahren Abstand. Der hellste Stern, der von der Erde aus beobachtet werden kann, ist der 8,6 Lichtjahre entfernte Sirius, der Hauptstern im Sternbild Großer Hund. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne, etwa 5500, gehören dem Sternsystem der Milchstraße an.

Sterne bilden sich als Verdichtungen in der sehr dünnen interstellaren Materie. Unter dem Einfluss der Gravitation kontrahiert die zunächst als Protostern bezeichnete verdichtete Wolke. Die Gesamtdauer der Kontraktion hängt von der Masse der schließlich entstehenden Sterne ab. Während bei massereichen Sternen die Kontraktionsdauer nur etwa 10 000 Jahre betragen dürfte, sind es bei Sternen mit Sonnenmasse rund 30 Mio. Jahre, bei masseärmeren sogar über 100 Mio. Jahre. Auch die endgültige Temperatur ist massenabhängig. Protosterne mit weniger als 0,08 Sonnenmassen erreichen die kritische Zündtemperatur für die Kernfusion erst gar nicht, sie kühlen langsam wieder ab und enden als braune Zwerge. Bei Protosternen mit mehr als 0,08 Sonnenmassen steigen durch das Zusammenziehen die Temperatur und die Dichte im Innern immer weiter an, bis schließlich bei Temperaturen über etwa 10 Mio. Kelvin Kernfusionsprozesse einsetzen und die dabei freigesetzte Energie ins Universum abgestrahlt wird. Mit dem Einsetzen der Kernfusion wird der Stern durch ein Gleichgewicht zwischen der Gravitation und dem nach außen gerichteten Gasdruck sowie dem Strahlungsdruck stabil gehalten.

Die weitere Entwicklung des Sterns wird durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm beschrieben. Sterne, die im Gleichgewicht sind, erscheinen auf der Hauptreihe dieses Diagramms. Wie lange sie in diesem Zustand bleiben, hängt von ihrer Masse ab. Durch die Kernreaktionen im Stern entsteht zunächst aus jeweils vier Wasserstoffkernen (Protonen, 1 H) ein Heliumkern (Alphateilchen, 4 He). Für die massereichsten Sterne endet dieses sog. Wasserstoffbrennen schon nach wenigen 100 000 Jahren, während ein typischer massearmer Stern wie die Sonne mehrere Mrd. Jahre auf der Hauptreihe verbleibt. Ist der Wasserstoff verbraucht, lässt die Energieerzeugung im Kern des Sterns nach. Als Folge kontrahiert der Stern erneut. In dieser Entwicklungsphase können in Sternen mit mehr als etwa 0,5 Sonnenmassen Zentraltemperaturen von weit über 100 Mio. Kelvin erreicht werden. Es kommt dann zum sog. Heliumbrennen und damit zum Aufbau von noch schwereren Atomkernen. Am wichtigsten ist dabei zunächst der Drei-Alpha-Prozess, die Umwandlung von drei Heliumkernen zu einem Kohlenstoffkern ( 12 C), die über einen instabilen Berylliumkern ( 8 Be) als Zwischenstufe abläuft. Durch Einfang weiterer Heliumkerne entsteht aus 12 C das stabile Sauerstoffisotop 16 O und mit sehr kleinem Wirkungsquerschnitt aus 16 O das stabile Neonisotop 20 Ne. Ist das Helium verbraucht, setzt in Sternen mit mehr als rund 4 Sonnenmassen nach einer Kontraktionsphase das sog. Kohlenstoffbrennen ein, das die Elemente Sauerstoff, Neon und Magnesium liefert. In Sternen mit mehr als etwa 8 Sonnenmassen könnnen alle Elemente bis hin zum Eisenisotop 56 Fe entstehen. Schwerere Elemente werden in Einfangprozessen von Neutronen oder Protonen und nicht mehr durch Fusionsprozesse gebildet.

Je nach Masse werden die Sterne auf unterschiedliche Weise zu roten Riesen oder Überriesen . Sterne im Stadium des roten Riesen brennen schließlich in einigen Mio. Jahren aus, fallen durch Einfluss der Schwerkraft in sich zusammen, und es entsteht ein weißer Zwerg. Bei einer Endmasse von über 1,44 Sonnenmassen kann auch ein extrem kompakter Neutronenstern am Ende der Entwicklung stehen. Bei noch größerer Masse kann es zu einem so starken Schwerkraftkollaps kommen, dass der Stern in einer außerordentlich hellen Supernova explodiert. Auch hier endet der Prozess beim Neutronenstern, der in bestimmten Fällen als Pulsar beobachtet werden kann. Theoretische Überlegungen ergeben, dass der Schwerkraftkollaps bei ganz besonders massereichen Sternen zu einem extrem dichten Endzustand, dem schwarzen Loch , führt. Die Sterne im Weltall gehören verschiedenen Entwicklungsstadien an, die durch die Spektralklassen beschrieben werden. Außerdem unterscheidet man noch veränderliche Sterne und Doppelsterne. Sterne schließen sich gelegentlich zu Galaxien ( Spiralgalaxie ) wie unserer Milchstraße u. zu Sternhaufen zusammen.