Über Sterne

Sterne gibt es in verschiedenen Grössen und Farben.
Um sie besser unterscheiden zu können wurden sie in die sogenannten Hauptklassen eingeteilt.
Diese tragen die Buchstaben O, B, A, F, G, K und M.


Sternklassen

Wie ihr sehen könnt, haben die Sterne auch unterschiedliche Temperaturen und Helligkeiten.
O und B sind sehr heiss und hell, wohingegen ein Stern der Klasse M kälter und dunkler ist.

Im Jahr 1908 haben sowohl der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung als auch der Amerikaner Henry Norris Russel ein Diagramm entworfen, in dem sie die Helligkeiten der Sterne im Vergleich mit ihren Spektraltypen (Klassen) eintrugen.
Dieses wird ihnen zu Ehren heute als Hertzsprung-Russel-Diagramm bezeichnet.


Diagramm der Sterntypen

Die meisten Sterne - wie auch die Sonne - gehören zu der sogenannten Hauptreihe, die sich wie ein Band durch das Diagramm schlängelt.
Am oberen Ende befinden sich die grossen hellen Sterne und am unteren Ende die roten Zwerge, wie zum Beispiel unser Nachbarstern Proxima Centauri.
Oberhalb der Hauptreihe gibt es noch die Riesensterne, die um ein vielfaches grösser als die Sonne sind.
Der rote Riese Beteigeuze im Sternbild Orion beispielsweise hat mehr als den zweihundertfachen Durchmesser der Sonne.
Darüber gibt es noch die energiereichen Hyperriesen.
Unterhalb der Hauptreihe liegen die weissen Zwerge, die erheblich kälter und kleiner sind.
Die Sonne ist 35-mal so gross wie der Zwerg Sirius B.



Hier seht ihr ein - nennen wir es mal - "Familienfoto".
Dargestellt sind die verschiedenen Sterntypen, wie sie ein Sternenreisender beim Blick auf seinen Bildschirm sehen könnte.
Der kleine gelbe Punkt in der Mitte ist tatsächlich die Sonne, mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometern.



Leider kann man die Grössen von weissen und roten Zwergen auf dem "Familienfoto" nicht korrekt darstellen.
Darum hier ein weiterer Vergleich der Sonne mit den Zwergsternen Sirius B und Proxima Centauri.

Sterne können viele Millionen oder sogar Milliarden Jahre lang leuchten, bevor der Wasserstoff, den sie jede Sekunde verbrennen, zur Neige geht.
Ein Stern von der Grösse der Sonne würde zuerst zu einem roten Riesen anwachsen, seine äussere Hülle abstossen und der Rest zu einem weissen Zwerg zusammenfallen.
In etwa 5 Milliarden Jahren wird die Sonne also nicht viel grösser als Sirius B sein.



Hat ein Stern die achtfache Masse der Sonne, so wächst auch er zunächst zu einem Riesen an.
Seine äussere Hülle wird am Ende jedoch explosionsartig abgestossen, was man eine Supernova nennt.
Der Kern fällt ebenfalls in sich zusammen, wobei er wegen seiner höheren Masse noch kleiner und kompakter als ein weisser Zwerg wird.
Dies ist ein Neutronenstern, der sich sehr schnell um seine Achse dreht und an den magnetischen Polen (die nicht mit den geografischen Polen der Drehachse verwechselt werden dürfen) entweicht Radiostrahlung.
Als Antony Hewish und Jocelyn Bell 1967 mit einem der frühen Radioteleskope zum ersten Mal die Radiosignale von Pulsaren entdeckten, dachten sie zuerst, dass es Signale von Ausserirdischen sein könnten.
Die Schwerkraft eines Neutronensterns ist sehr hoch. Ein Mensch mit einem Gewicht von 70 Kilogramm würde auf einem Neutronenstern das 100-millionenfache also 7 Milliarden Kilogramm wiegen!
Ganz schön schwer ...



Sterne mit noch höherer Masse fallen nach ihrer Supernova-Explosion immer weiter in sich zusammen, bis sie vermutlich nur noch so gross wie ein Golfball sind.
Die Schwerkraft dieses Objektes ist so hoch, dass nichts in seiner näheren Umgebung - selbst das Licht - entkommen kann.
Da diese Objekte sich vollkommen in Dunkelheit hüllen, wurden sie zuerst als "schwarze Sterne" bezeichnet.
Inzwischen ist "schwarzes Loch" der gebräuchliche Name.
Das einzige, was man sehen kann, ist die Akkretionsscheibe, also die Materie, die von dem schwarzen Loch in seiner näheren Umgebung eingefangen wurde und nun allmählich "verschlungen" wird.
Der Ereignishorizont ist die Grenze um das Zentrum des schwarzen Loches, ab der die hineinstürzende Materie unendlich verdichtet wird.
Man vermutet, dass dort, an dieser Grenze Zeit und Raum - wie wir sie kennen - aufhören zu existieren.
Ein Objekt, dass den Ereignishorizont nicht überschreitet, hat theoretisch die Möglichkeit, dem schwarzen Loch zu entkommen.