Unter einem Stern versteht man in der Astronomie einen massereichen Himmelskörper, welcher üblicherweise auch den Mittelpunkt des jeweiligen Systems darstellt. Für gewöhnlich werden die Sterne hierbei nach dem wichtigsten Planeten innerhalb des Sternensystems benannt (Beispiel Coruscant-System: Coruscant Prime (Stern) und Coruscant (Planet)) und können unterschiedliche Farben annehmen, welche hauptsächlich von der Temperatur des Sterns abhängt. In der Galaxis gibt es um die 400 Milliarden Sterne, welche sich in rund 180 Milliarden Sternensystemen verteilen. Nur rund ein viertel aller Sternensysteme der Galaxis wurden dabei gründlich erforscht.
Entstehung
Unter der Entstehung eines Sterns versteht man jene Entwicklungsstadien, welche nötig sind um aus einem kollabierenden Kern einer Molekül-Wolke einen Hauptreihenstern zu bilden. Grundlegend verdichtet sich dabei die unregelmäßig verteilte interstellare Materie um einen Faktor von ungefähr 1018 bis 1020. Zuletzt unterscheidet man zwischen verschiedenen Kollapsphasen, welche zur Bildung eines Hauptreihensterns führen.
- Phase 1: Bildung eines prästellaren Kerns
- Phase 2: Bildung eines Protosterns
- Phase 3: Bildung eines Vorhauptreihensterns
Zu beachten ist dabei schließlich noch folgendes: Während die meisten massearmen Sterne auch von anderen Sternen isoliert entstehen können, erfolgt die Entstehung von massereichen Sternen überwiegend in Sternhaufen.
Vorrausetzung zur Entstehung von Sternen ist das Vorhandensein von sogenannten Molekülwolken, welche in der Regel überwiegend aus Wasserstoff bestehen und aufgrund der eigenen Schwerkraft beginnen zu kollabieren. Dies passiert in der Regel, wenn die Schwerkraft höher liegt als der Gasdruck der Molekülwolke. Typische Auslöser hierfür können folgende Ursachen sein: eine Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder aber auch der Strahlungsdruck eines bereits entstandenen Jungsterns. Durch weitere Verdichtung der Molekülwolke können dabei sogenannte Globulen (räumlich eng begrenzte Staub- und Gaswolken) entstehen, aus denen sich anschließend die Protosterne bilden. Diese Periode dauert in der Regel zehn bis fünfzehn Milliarden Jahre. Je weiter die Globule ihre Kontraktion fortführen, desto mehr nimmt die Dichte zu und aufgrund der frei gewordenen Gravitationsenergie nimmt auch die Temperatur zu. Der freie Kollaps der Materie kommt dann zum Stillstand, wenn die Molekülwolke ein bestimmtes Stadium im Farben-Helligkeitsdiagram überschritten hat. Von dort aus bewegt sich der junge Stern langsam auf die Hauptreihenphase zu, wo auch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium startet. Aus Folge des Drehimpulses der Globule entstehen um den jungen Stern sogenannte Akkretionsscheiben aus welchen er weiter Materie aufsammelt. Diese Scheiben besitzen in der Regel genug Materie um für die Entstehung von Planeten oder sogar weiteren Sternen zu sorgen.
Klassifizierung
Die Einteilung von Sternen erfolgt auf verschiedenen Arten. Die geläufigste Art ist jedoch die Einteilung nach Spektralklassen, welche die Oberflächentemperatur und somit auch die Farbe des Sterns bestimmt.
Spektralklassen
Die Spektralklassen zeigen die unterschiedlichen Bereiche der Oberflächentemperaturen von Sternen an. Die Klassifizierung wird dabei durch die Spektrallinien in den Spektren der einzelnen Sterne durchgeführt. Das Vorhandensein von Spektrallinien hängt dabei direkt von der Oberflächentemperatur des Sternes ab, da je nach Temperatur unterschiedliche Elemente ionisiert werden können.
| Klasse | Charakteristik | Farbe | Temperatur (in Kelvin) |
|---|---|---|---|
| O | ionisiertes Helium (He II) | blau | 30000–50000 |
| B | neutrales Helium (He I), Wasserstoff | blau-weiß | 10000–28000 |
| A | Wasserstoff, Calcium (Ca II) | weiß (leicht bläulich) | 7500–9750 |
| F | Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen | weiß-gelb | 6000–7350 |
| G | Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle | gelb | 5000–5900 |
| K | starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid | orange | 3500–4850 |
| M | Titanoxid | rot-orange | 2000–3350 |
Vorstufen von Sternen
Braune Zwerge
Bei einem Braunen Zwerg handelt es sich um einen Stern, welcher sich noch in einem sehr frühen Stadium seiner Entwicklung befindet. Ein sehr bekanntes Beispiel für einen Braunen Zwerg ist Doornik-1142 , welcher sich in den Kernwelten am Rande des Koornacht-Sternhaufens. Dieser Sternentyp ist äußerst selten anzutreffen und es besteht nur eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass dieser von Planeten mit organischen Leben umrundet wird.
Protosterne
Bei einem Protostern handelt es sich um die Vorstufe eines Sterns, welcher grade dabei ist zu entstehen. Ein Beispiel hier wäre der Schwarze Bantha.Ein Nebel, welcher sich im Inneren Rand der Galaxis befindet und bereits über ein Asteroidenfeld sowie ein Staubring umfasst. Man geht davon aus, dass sich dieser Nebel eines Tages zu einem neuen Stern zusammenballt.
Hauptreihensterne
Ein Großteil der Sterne in der Galaxis wird nach ihrer farblichen Charakteristik sowie ihrem Alter in verschiedene Typen eingeordnet. Viele der Sterne gehören somit der Hauptreihe an.
Typ O
Sterne des O-Typs sind groß und blau. Sie besitzen eine Lebensspanne von knapp einer Million Jahren. Diese Sterne machen weniger als ein Prozent aller Sterne in der Galaxis aus. Aufgrund der Tatsache, dass diese Sterne sehr heiß sind ermöglichen weniger als zehn Prozent dieser Sterne ihren Planeten Leben. Nur rund 100 Millionen Systeme des O-Typs sind bewohnbar.
Typ B
Sterne des B-Typs haben eine blau-weiße Färbung und sind so heiß, dass auch auf ihren Planeten kaum möglich ist. Diese Sterne verfügen über eine Lebensspanne von etwa zehn Millionen Jahren und machen auch nur ein Prozent aller Sterne in der Galaxis aus. Etwa 100 Millionen Systeme sind bewohnbar.
Typ A
Sterne des A-Typs haben eine weiße Färbung und haben eine Lebensspanne bis zu zwei Milliarden Jahre. Auch dieser Sternen-Typ stellt nur etwa ein Prozent aller Sterne der Galaxis. Die Entstehung von Leben auf Planeten von A-Typ Sternen ist relativ unwahrscheinlich, dennoch gibt es 100 Millionen Systemen in denen Leben möglich ist.
Typ F
Sterne des F-Typs verfügen über eine gelb-weiße Färbung und besitzen eine Lebensspanne von vier Milliarden Jahren. Nur zwei Prozent aller Sterne der Galaxis sind Sterne des F-Typs. 100 Millionen Systeme mit einem Typ F Stern sind bewohnbar.
Typ G
Die Sterne des G-Typs weisen eine gelbe Färbung auf und können bis zu zehn Milliarden Jahre bestehen. Ungefähr vier Prozent aller Sterne der Galaxis gehören diesem Typ an und jeder zweite G-Klasse Stern ermöglicht die Entwicklung von Lebewesen. Die Zahl der Systeme mit einem G-Klasse Stern beträgt zwei Milliarden.
Typ K
Sterne des K-Typs haben eine orangene Färbung und weisen eine Lebensspanne von sechzig Milliarden Jahren auf. Dieser Sternentyp stellt fünfzehn Prozent aller Sterne der Galaxis. Jeder vierte K-Typ Stern ermöglich die Entwicklung von Leben. Es gibt an die 3,75 Milliarden Systeme mit einem Stern des Typ K.
Typ M
Sterne des M-Typs sind sehr klein und weisen eine rötliche Färbung auf. Sie können bis zu 100 Billionen Jahre bestehen. Dieser Sternentyp macht einen großen Teil (bis zu 70 Prozent) aller Sterne aus. Jedoch ermöglichen sie nur in sehr wenigen Fällen Leben.
Spätstadien von Sternen
Roter Riese
Nachdem ein Stern die verschiedenen Stadien der Hauptreihe durchlaufen hat und damit das Ende seiner Lebensdauer erreicht hat, wird dieser Stern in der Regel zu einem Roten Riesen. In diesem Stadium können die Sterne in unregelmäßigen Abständen ihre Größe und Leuchtkraft ändern. Dabei ist es möglich, dass sie plötzlich zu einem Weißen Zwerg kollabieren oder in einer Supernova untergehen und somit zu einem Schwarzen Loch , einem Neutronenstern oder einem Pulsar werden.
Blauer Riese
Bei einem Blauen Riesen handelt es sich um einen relativ jungen massereichen Stern, welcher noch alle Phasen der Hauptreihe vor sich hat. Das Licht dieser Sterne strahlt dabei in einem sehr intensiven blau und ihre Größe ist vergleichbar mit der eines Roten Riesen. Im Gegensatz zum Roten Riesen , erreicht ein Blauer Riese seine Größe allerdings bereits im normalen Entwicklungsstadium und nicht erst im Endstadium. Nur etwa ein Prozent aller Sterne in der Galaxis sind Blaue Riesen. Bekannte Beispiele für einen Blauen Riesen sind die Sterne Ku'Bakai und Kunas Auge.
Roter Superriese
Bei einem Roten Superriesen ,oder auch Roter Überriese genannt, handelt es sich um einen extrem ausgedehnten Stern, welcher bereits das Ende seiner Lebensphase erreicht hat. Er verfügt über eine niedrige Oberflächentemperatur als die meisten anderen Sterne. Aufgrund der großen Radien dieser Sterne zeigen sie Eigenschaften von Sternen mit geringer Gravitation. Ein Superriese geht in der Regel in einer Supernova unter und können entweder einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch hinterlassen. Bei Primus Goluud handelt es sich um so einen Roten Superriesen.
Weißer Zwerg
Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter Stern, welcher das Ende seines Lebenszyklus erreicht hat. Ein Weißer Zwerg entsteht in der Regel aus einem Roten Riesen , welcher seine äußeren Gashüllen abgestoßen haben und nur noch ihren weißen Kern hinterlassen. In selteneren Fällen kann ein Roter Superriese bei seiner Supernova so viel Masse verlieren, dass ein Weißer Zwerg zurück bleibt. Weiße Zwerge machen ungefähr sieben Prozent aller Sterne in der Galaxis aus. Es gilt als sehr unwahrscheinlich, dass sich auf einem ihrer Planeten Leben entwickeln kann.
Schwarzer Zwerg
Ein Schwarzer Zwerg ist das hypothetische Endstadium eines Weißen Zwerges. Dieser Stern entsteht dann, wenn ein Weißer Zwerg seine gesamte Energie abgegeben hat und die Oberflächentemperatur soweit gesunken ist, dass kein sichtbares Licht mehr abgestrahlt werden kann. Nach Meinung verschiedener Stellarastronomen ist das Universum mit seinen 13 Milliarden Jahren noch nicht alt genug um Schwarze Zwerge hervor bringen zu können.
Neutronenstern
Ein Neutronenstern steht am Ende der Sternenentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Massenklasse dar. Neutronensternen besitzen eine extrem hohe Dichte bei einem Durchmesser von gerade mal 20 Kilometern und bestehen aus einer besonderen Materieform von Neutronen, welche im Zentrum ein Dichte von 10kg/cm aufweist. Dabei gibt es neben den einfachen Neutronensternen auch noch besondere Arten von Neutronensternen: Pulsare und Magnetare.
Pulsar
Ein Pulsar ist ein schnell rotierender Neutronenstern, dessen Rotationsachse nicht mit der Magnetfeldachse übereinstimmt , sodass ein Doppelkegel emittierter Strahlung mit der Rotationsperiode des Sterns mit rotiert.
Magnetar
Ein Magnetar ist ein Pulsar mit einer extrem hohen Magnetfelddichte, welche tausendfach höher ist als die eines normalen Neutronensterns.
Schwarzes Loch
Ein Schwarzes Loch entsteht wenn ein Stern in seiner Endphase in einer Supernova kollabiert und der übrig gebliebene Kern durch seinen Schweredruck zu einem extrem kompakten Körper zusammenfällt. Die Gravitation eines Schwarzen Lochs ist so stark, dass selbst das Licht von ihnen angezogen und verschluckt wird, weshalb die Position des Schwarzen Lochs immer schwarz erscheint. Wie jedes Objekt im Universum sind auch Schwarze Löcher vergänglich, jedoch sterben diese erst nach mehreren Millionen Jahren.
Eine bekannte Ansammlung von Schwarzen Löchern stellt der Schlund dar. Schwarze Löcher werden für diejenigen besonders Gefährlich, wenn diese sich zu Nah an ein solches Loch heran wagen. Wenn ein bestimmter Punkt - der Ereignishorizont - überschritten wird gibt es kein entrinnen mehr.