Überlege, wie sich die Farbe eines Metallstücks mit der Temperatur verändert. Die Spule eines Elektroherds ist zunächst schwarz, aber mit zunehmender Hitze fängt sie an, mattrot zu leuchten. Mit zunehmender Hitze wird die Spule heller rot, dann orange. Bei extrem hohen Temperaturen wird die Spule gelb-weiß oder sogar blau-weiß (es ist schwer vorstellbar, dass eine Herdspule so heiß wird). Die Farbe eines Sterns hängt auch von der Temperatur der Sternoberfläche ab. Relativ kühle Sterne sind rot, wärmere Sterne sind orange oder gelb, und extrem heiße Sterne sind blau oder blau-weiß.Farbe ist die gebräuchlichste Art, Sterne zu klassifizieren. Die folgende Tabelle zeigt das Klassifizierungssystem. Die Klasse eines Sterns wird durch einen Buchstaben angegeben. Jeder Buchstabe entspricht einer Farbe und auch einem Temperaturbereich. Beachten Sie, dass diese Buchstaben nicht mit den Farbbezeichnungen übereinstimmen; sie stammen noch aus einem älteren System, das nicht mehr verwendet wird. Bei den meisten Sternen hängt die Oberflächentemperatur auch mit der Größe zusammen. Größere Sterne produzieren mehr Energie, daher ist ihre Oberfläche heißer. Diese Sterne tendieren zu bläulichem Weiß. Kleinere Sterne erzeugen weniger Energie. Ihre Oberflächen sind weniger heiß und daher eher gelblich.
Wie die NASA feststellt, haben Sterne einen Lebenszyklus, der sich ähnlich wie der Lebenszyklus eines Lebewesens gestaltet: Sie werden geboren, wachsen, verändern sich im Laufe der Zeit und sterben schließlich. Die meisten Sterne ändern mindestens einmal in ihrem Leben ihre Größe, Farbe und Klasse. Was die Astronomen über den Lebenszyklus von Sternen wissen, verdanken sie den Daten, die von visuellen, Radio- und Röntgenteleskopen gesammelt wurden. Um mehr über die Sternentstehung von der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) zu erfahren, klicken Sie hier.
Die Hauptreihe
Die meiste Zeit des Lebens eines Sterns produziert die Kernfusion im Kern Helium aus Wasserstoff. Ein Stern in diesem Stadium ist ein Hauptreihenstern. Dieser Begriff stammt aus dem hier abgebildeten Hertzsprung-Russell-Diagramm. Bei Sternen auf der Hauptreihe steht die Temperatur in direktem Zusammenhang mit der Helligkeit. Ein Stern befindet sich auf der Hauptreihe, solange er in der Lage ist, die nach innen gerichtete Kraft der Schwerkraft mit der nach außen gerichteten Kraft der Kernfusion in seinem Kern auszugleichen. Je massereicher ein Stern ist, desto mehr muss er Wasserstoff verbrennen, um einen Gravitationskollaps zu verhindern. Da sie mehr Brennstoff verbrennen, haben massereiche Sterne höhere Temperaturen. Unsere Sonne ist seit etwa 5 Milliarden Jahren ein Hauptreihenstern und wird noch etwa 5 Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe bleiben. Sehr große Sterne können nur 10 Millionen Jahre lang auf der Hauptreihe sein. Sehr kleine Sterne können Dutzende bis Hunderte von Milliarden Jahren überdauern.
Rote Riesen und Weiße Zwerge
Wenn ein Stern beginnt, seinen Wasserstoff zu verbrauchen, fusioniert er Heliumatome zu schwereren Atomen wie Kohlenstoff zusammen. Ein blauer Riesenstern hat seinen Wasserstofftreibstoff aufgebraucht und befindet sich in einer Übergangsphase. Wenn die leichten Elemente weitgehend verbraucht sind, kann der Stern der Schwerkraft nicht mehr widerstehen und beginnt nach innen zu kollabieren. Die äußeren Schichten des Sterns wachsen nach außen und kühlen ab. Der größere, kühlere Stern färbt sich rot und wird daher als Roter Riese bezeichnet, der schließlich das gesamte Helium in seinem Kern verbrennt. Was dann passiert, hängt davon ab, wie massiv der Stern ist. Ein typischer Stern, wie die Sonne, stellt die Fusion vollständig ein. Durch den Gravitationskollaps schrumpft der Kern des Sterns zu einem weißen, glühenden Objekt von der Größe der Erde, einem so genannten Weißen Zwerg. Ein Weißer Zwerg erlischt schließlich.
Superriesen und Supernovae
Ein Stern, dem das Helium ausgeht, beendet sein Leben viel dramatischer. Wenn sehr massereiche Sterne die Hauptreihe verlassen, werden sie zu Roten Überriesen, in denen im Gegensatz zu Roten Riesen die Fusion weiterläuft, wenn das Helium aufgebraucht ist. Leichtere Atome fusionieren zu schwereren Atomen bis hin zu Eisenatomen. Die Erzeugung von Elementen, die schwerer als Eisen sind, durch Fusion verbraucht mehr Energie als sie erzeugt, so dass Sterne normalerweise keine schwereren Elemente bilden. Wenn es keine Elemente mehr gibt, die der Stern fusionieren kann, erliegt der Kern der Schwerkraft und kollabiert, wobei eine gewaltige Explosion entsteht, die Supernova genannt wird. Eine Supernova-Explosion enthält so viel Energie, dass Atome miteinander verschmelzen können, um schwerere Elemente wie Gold, Silber und Uran zu erzeugen. Eine Supernova kann für kurze Zeit so hell leuchten wie eine ganze Galaxie. Alle Elemente mit einer höheren Ordnungszahl als Lithium sind durch Kernfusion in Sternen entstanden.
Neutronensterne und Schwarze Löcher
Nach einer Supernovaexplosion ist das Restmaterial im Kern extrem dicht. Wenn der Kern weniger als das Vierfache der Masse der Sonne hat, wird der Stern zu einem Neutronenstern. Wenn der nach einer Supernova übrig gebliebene Kern mehr als das Fünffache der Sonnenmasse hat, kollabiert der Kern zu einem Schwarzen Loch. Schwarze Löcher sind so dicht, dass nicht einmal Licht ihrer Schwerkraft entkommen kann. Da es kein Licht gibt, kann ein Schwarzes Loch nicht direkt beobachtet werden. Ein Schwarzes Loch lässt sich jedoch an der Wirkung erkennen, die es auf Objekte in seiner Umgebung hat, und an der Strahlung, die an seinen Rändern austritt. Das Video unten links zeigt, wie es wäre, eine Supernova zu beobachten, während der andere TED-Talk sich mit der Jagd auf schwarze Löcher befasst.