Ein Stern ist ein massiver, leuchtender Bereich von durch den Ernst zusammengehaltenem Plasma. Am Ende seiner Lebenszeit kann ein Stern auch ein Verhältnis der degenerierten Sache enthalten. Der nächste Stern zur Erde ist die Sonne, die die Quelle des grössten Teiles der Energie auf der Erde ist. Andere Sterne sind von der Erde während der Nacht sichtbar, wenn sie durch atmosphärische Phänomene nicht verdunkelt werden, als eine Menge von festen Leuchtpunkten wegen ihrer riesigen Entfernung erscheinend. Historisch wurden die prominentesten Sterne auf dem himmlischen Bereich zusammen in Konstellationen und asterisms gruppiert, und die hellsten Sterne haben Eigennamen gewonnen. Umfassende Kataloge von Sternen sind von Astronomen gesammelt worden, die standardisierte Sternbenennungen zur Verfügung stellen.

Für mindestens einen Teil seines Lebens scheint ein Stern wegen der thermonuklearen Fusion von Wasserstoff in seiner Kernausgabe-Energie, die das Interieur des Sterns überquert und dann in den Weltraum ausstrahlt. Fast alle natürlich vorkommenden Elemente, die schwerer sind als Helium, wurden durch Sterne, entweder über stellaren nucleosynthesis während ihrer Lebenszeiten oder durch die Supernova nucleosynthesis geschaffen, wenn Sterne explodieren. Astronomen können die Masse, das Alter, die chemische Zusammensetzung und viele andere Eigenschaften eines Sterns bestimmen, indem sie sein Spektrum, Lichtstärke und Bewegung durch den Raum beobachten. Die Gesamtmasse eines Sterns ist die Hauptdeterminante in seiner Evolution und schließlichem Schicksal. Andere Eigenschaften eines Sterns werden durch seine Entwicklungsgeschichte, einschließlich Diameters, Folge, Bewegung und Temperatur bestimmt. Ein Anschlag der Temperatur von vielen Sternen gegen ihre Lichtstärke, die als ein Diagramm von Hertzsprung-Russell (H-R Diagramm) bekannt ist, erlaubt dem Alter und Entwicklungsstaat eines Sterns, bestimmt zu werden.

Ein Stern beginnt als eine zusammenbrechende Wolke des Materials zusammengesetzt in erster Linie aus Wasserstoff, zusammen mit Helium und Spur-Beträgen von schwereren Elementen. Sobald der Sternkern genug dicht ist, wird etwas vom Wasserstoff in Helium durch den Prozess der Kernfusion fest umgewandelt. Der Rest des Interieurs des Sterns trägt Energie vom Kern bis eine Kombination von Strahlungs- und Convective-Prozessen weg. Der innere Druck des Sterns hält es davon ab, weiter unter seinem eigenen Ernst zusammenzubrechen. Sobald der Wasserstoffbrennstoff am Kern erschöpft wird, breitet sich ein Stern mit mindestens 0.4mal der Masse der Sonne aus, um ein roter Riese zu werden, in einigen Fällen schwerere Elemente am Kern oder in Schalen um den Kern verschmelzend. Der Stern entwickelt sich dann zu einer degenerierten Form, einen Teil der Sache in die interstellare Umgebung wiederverwendend, wo es eine neue Generation von Sternen mit einem höheren Verhältnis von schweren Elementen bilden wird.

Binär und Mehrsternsysteme bestehen aus zwei oder mehr Sternen, die Gravitations-gebunden werden, und allgemein einander in stabilen Bahnen bewegen. Wenn zwei solche Sterne eine relativ nahe Bahn haben, kann ihre Gravitationswechselwirkung einen bedeutenden Einfluss auf ihre Evolution haben. Sterne können einen Teil einer viel größeren Gravitations-bestimmten Struktur, wie eine Traube oder eine Milchstraße bilden.

Beobachtungsgeschichte

Historisch sind Sterne für Zivilisationen weltweit wichtig gewesen. Sie sind ein Teil von religiösen Methoden gewesen und haben für die himmlische Navigation und Orientierung verwendet. Viele alte Astronomen haben geglaubt, dass Sterne an einem himmlischen Bereich dauerhaft angebracht wurden, und dass sie unveränderlich waren. Durch die Tagung haben Astronomen Sterne in Konstellationen gruppiert und haben sie verwendet, um die Bewegungen der Planeten und die abgeleitete Position der Sonne zu verfolgen. Die Bewegung der Sonne gegen die Hintergrundsterne (und der Horizont) wurde verwendet, um Kalender zu schaffen, die verwendet werden konnten, um landwirtschaftliche Methoden zu regeln. Der Gregorianische Kalender, zurzeit verwendet fast überall in der Welt, ist ein Sonnenkalender, der auf dem Winkel der Rotationsachse der Erde hinsichtlich seines lokalen Sterns, der Sonne gestützt ist.

Die älteste genau veraltete Sternkarte ist in der alten ägyptischen Astronomie 1534 v. Chr. erschienen. Die frühsten bekannten Sternkataloge wurden von den alten babylonischen Astronomen von Mesopotamia im späten 2. Millennium v. Chr. während der Kassite Periode kompiliert (ca. 1531-1155 v. Chr.).

Der erste Sternkatalog in der griechischen Astronomie wurde von Aristillus in etwa 300 v. Chr. mit der Hilfe von Timocharis geschaffen. Der Sternkatalog von Hipparchus (das 2. Jahrhundert v. Chr.) hat 1020 Sterne eingeschlossen und wurde verwendet, um den Sternkatalog von Ptolemy zu sammeln. Hipparchus ist für die Entdeckung des ersten registrierten nova (neuer Stern) bekannt. Viele der Konstellationen und Sternnamen im Gebrauch sind heute auf griechische Astronomie zurückzuführen.

Trotz der offenbaren Unveränderlichkeit des Himmels waren chinesische Astronomen bewusst, dass neue Sterne erscheinen konnten. In 185 n.Chr. waren sie erst, um zu beobachten und über eine Supernova, jetzt bekannt als der SN 185 zu schreiben. Das hellste Sternereignis in der registrierten Geschichte war der SN 1006 Supernova, die in 1006 beobachtet und über vom ägyptischen Astronomen Ali ibn Ridwan und mehreren chinesischen Astronomen geschrieben wurde. Der SN 1054 Supernova, die den Krabbe-Nebelfleck zur Welt gebracht hat, wurde auch von chinesischen und islamischen Astronomen beobachtet.

Mittelalterliche islamische Astronomen haben arabische Namen vielen Sternen gegeben, die noch heute verwendet werden, und sie zahlreiche astronomische Instrumente erfunden haben, die die Positionen der Sterne schätzen konnten. Sie haben die ersten großen Sternwarte-Forschungsinstitute hauptsächlich zum Zweck gebaut, Sternkataloge von Zij zu erzeugen. Unter diesen wurde das Buch von Festen Sternen (964) vom persischen Astronomen Abd al-Rahman al-Sufi geschrieben, der mehrere Sterne, Sterntrauben (einschließlich Omicron Velorum und der Trauben von Brocchi) und Milchstraßen (einschließlich der Milchstraße von Andromeda) beobachtet hat. Gemäß A. Zahoor, im 11. Jahrhundert, hat der persische Polymathegelehrte Abu Rayhan Biruni die Milchstraße-Milchstraße als eine Menge von Bruchstücken beschrieben, die die Eigenschaften von Nebelsternen haben, und hat auch die Breiten von verschiedenen Sternen während einer Mondeklipse in 1019 gegeben.

Gemäß Josep Puig hat der andalusische Astronom Ibn Bajjah vorgeschlagen, dass die Milchstraße aus vielen Sternen zusammengesetzt wurde, die fast einander berührt haben und geschienen sind, ein dauerndes Image wegen der Wirkung der Brechung vom sublunary Material zu sein, seine Beobachtung der Verbindung Jupiters und des Mars auf 500 AH (1106/1107 n.Chr.) als Beweise zitierend.

Früh haben sich europäische Astronomen wie Tycho Brahe identifiziert neue Sterne im Nachthimmel (hat später novae genannt), darauf hinweisend, dass der Himmel nicht unveränderlich war. 1584 hat Giordano Bruno vorgeschlagen, dass die Sterne der Sonne ähnlich gewesen sind, und andere Planeten, vielleicht sogar erdähnlich, in der Bahn um sie, eine Idee haben können, die früher von den alten griechischen Philosophen, Democritus und Epicurus, und von mittelalterlichen islamischen Kosmologen wie Al-Lärm von Fakhr al-Razi angedeutet worden war. Vor dem folgenden Jahrhundert, der Idee von den Sternen, die dasselbe weil sind, erreichte die Sonne eine Einigkeit unter Astronomen. Um zu erklären, warum diese Sterne keine Nettoanziehungskraft auf das Sonnensystem ausgeübt haben, hat Isaac Newton vorgeschlagen, dass die Sterne in jeder Richtung, eine vom Theologen Richard Bentley veranlasste Idee ebenso verteilt wurden.

Der italienische Astronom Geminiano Montanari hat das Beobachten von Schwankungen in der Lichtstärke des Stern-ALGOL 1667 registriert. Edmond Halley hat die ersten Maße der richtigen Bewegung eines Paares von nahe gelegenen "festen" Sternen veröffentlicht, demonstrierend, dass sie Positionen von der Zeit der alten griechischen Astronomen Ptolemy und Hipparchus geändert hatten. Das erste direkte Maß der Entfernung zu einem Stern (61 Cygni in 11.4 Lichtjahren) wurde 1838 von Friedrich Bessel gemacht, der die Parallaxe-Technik verwendet. Parallaxe-Maße haben die riesengroße Trennung der Sterne im Himmel demonstriert.

William Herschel war der erste Astronom, um zu versuchen, den Vertrieb von Sternen im Himmel zu bestimmen. Während der 1780er Jahre hat er eine Reihe von Maßen in 600 Richtungen durchgeführt, und hat die entlang jeder Gesichtslinie beobachteten Sterne aufgezählt. Davon hat er abgeleitet, dass die Zahl von Sternen fest zu einer Seite des Himmels in der Richtung auf den Milchstraße-Kern zugenommen hat. Sein Sohn John Herschel hat diese Studie in der südlichen Halbkugel wiederholt und hat eine entsprechende Zunahme in derselben Richtung gefunden. Zusätzlich zu seinen anderen Ausführungen wird William Herschel auch für seine Entdeckung bemerkt, dass einige Sterne entlang derselben Gesichtslinie nicht bloß liegen, aber auch physische Begleiter sind, die binäre Sternsysteme bilden.

Für die Wissenschaft der Sternspektroskopie wurde von Joseph von Fraunhofer und Angelo Secchi den Weg gebahnt. Indem sie die Spektren von Sternen wie Sirius zur Sonne verglichen haben, haben sie Unterschiede in der Kraft und Zahl ihrer Absorptionslinien — die dunklen Linien in Sternspektren wegen der Absorption von spezifischen Frequenzen durch die Atmosphäre gefunden. 1865 hat Secchi begonnen, Sterne in geisterhafte Typen einzuteilen. Jedoch wurde die moderne Version des Sternklassifikationsschemas von Annie J. Cannon während der 1900er Jahre entwickelt.

Die Beobachtung von doppelten Sternen hat zunehmende Wichtigkeit während des 19. Jahrhunderts gewonnen. 1834 hat Friedrich Bessel Änderungen in der richtigen Bewegung des Sterns Sirius beobachtet, und hat einen verborgenen Begleiter abgeleitet. Edward Pickering hat die erste spektroskopische Dualzahl 1899 entdeckt, als er das periodische Aufspalten der geisterhaften Linien des Sterns Mizar in einer 104-tägigen Periode beobachtet hat. Ausführliche Beobachtungen von vielen binären Sternsystemen wurden von Astronomen wie William Struve und S. W. Burnham gesammelt, den Massen von Sternen erlaubend, von der Berechnung der Augenhöhlenelemente bestimmt zu werden. Die erste Lösung des Problems, eine Bahn von binären Sternen von Fernrohr-Beobachtungen abzuleiten, wurde von Felix Savary 1827 gemacht.

Das zwanzigste Jahrhundert hat immer schnellere Fortschritte in der wissenschaftlichen Studie von Sternen gesehen. Die Fotographie ist ein wertvolles astronomisches Werkzeug geworden. Karl Schwarzschild hat entdeckt, dass die Farbe eines Sterns, und folglich seine Temperatur, durch das Vergleichen des Sehumfangs gegen den fotografischen Umfang bestimmt werden konnten. Die Entwicklung des fotoelektrischen Belichtungsmessers hat sehr genaue Maße des Umfangs an vielfachen Wellenlänge-Zwischenräumen erlaubt. 1921 hat Albert A. Michelson die ersten Maße eines Sterndiameters mit einem interferometer auf dem Fernrohr von Hooker gemacht.

Die wichtige Begriffsarbeit auf der physischen Basis von Sternen ist während der ersten Jahrzehnte des zwanzigsten Jahrhunderts vorgekommen. 1913 wurde das Diagramm von Hertzsprung-Russell entwickelt, die astrophysical Studie von Sternen antreibend. Erfolgreiche Modelle wurden entwickelt, um das Innere von Sternen und Sternevolution zu erklären. Die Spektren von Sternen wurden auch durch Fortschritte in der Quant-Physik erfolgreich erklärt. Das hat der chemischen Zusammensetzung der Sternatmosphäre erlaubt, bestimmt zu werden.

Mit Ausnahme von supernovae sind individuelle Sterne in erster Linie in unserer Local Group von Milchstraßen, und besonders im sichtbaren Teil der Milchstraße beobachtet worden (wie demonstriert, durch die ausführlichen für unseren verfügbaren Sternkataloge

Milchstraße). Aber einige Sterne sind in der M100 Milchstraße der Traube von Jungfrau, ungefähr 100 Millionen Lichtjahre von der Erde beobachtet worden. In der Lokalen Supertraube ist es möglich, Sterntrauben zu sehen, und aktuelle Fernrohre konnten im Prinzip schwache individuelle Sterne in der Lokalen Traube beobachten — die entferntesten aufgelösten Sterne haben bis zu hundert Millionen Lichtjahre weg (sieh Cepheids). Jedoch, außerhalb der Lokalen Supertraube von Milchstraßen, sind weder individuelle Sterne noch Trauben von Sternen beobachtet worden. Die einzige Ausnahme ist ein schwaches Image einer großen Sterntraube, die Hunderttausende von der gelegenen einer Milliarde Lichtjahren von Sternen weg — zehnmal die Entfernung der entferntesten vorher beobachteten Sterntraube enthält.

Benennungen

bekannt, hat das Konzept der Konstellation während der babylonischen Periode bestanden. Alte Himmel-Beobachter haben sich vorgestellt, dass prominente Maßnahmen von Sternen Muster gebildet haben, und sie diese mit besonderen Aspekten der Natur oder ihrer Mythen vereinigt haben. Zwölf dieser Bildungen liegen entlang dem Band des ekliptischen, und diese sind die Basis der Astrologie geworden. Viele der prominenteren individuellen Sterne waren auch Vornamen besonders mit arabischen oder lateinischen Benennungen.

Sowie bestimmte Konstellationen und die Sonne selbst, Sterne haben als Ganzes ihre eigenen Mythen. Zu den Alten Griechen, einigen "Sternen", die als Planeten bekannt sind (Griechisch  (planētēs), "Wanderer" bedeutend), hat verschiedene wichtige Gottheiten vertreten, von denen die Namen des Planet-Quecksilbers, der Venus, des Mars, Jupiters und des Saturns genommen wurden. (Uranus und Neptun waren auch griechische und römische Götter, aber kein Planet war in der Altertümlichkeit wegen ihrer niedrigen Helligkeit bekannt. Ihre Namen wurden von späteren Astronomen zugeteilt.)

Um 1600 wurden die Namen der Konstellationen verwendet, um die Sterne in den entsprechenden Gebieten des Himmels zu nennen. Der deutsche Astronom Johann Bayer hat eine Reihe von Sternkarten geschaffen und hat griechische Briefe als Benennungen zu den Sternen in jeder Konstellation angewandt. Später wurde ein numerierendes auf der richtigen Besteigung des Sterns gestütztes System erfunden und hat zum Sternkatalog von John Flamsteed in seinem Buch "Historia coelestis Britannica" hinzugefügt (die 1712-Ausgabe), wodurch dieses numerierende System gekommen ist, um Benennung von Flamsteed oder Flamsteed genannt zu werden, der numeriert.

Nach dem Raumgesetz ist die einzige international anerkannte Autorität, um Himmelskörper zu nennen, International Astronomical Union (IAU). Mehrere private Gesellschaften verkaufen Namen von Sternen, die die britische Bibliothek ein ungeregeltes kommerzielles Unternehmen nennt. Jedoch hat der IAU disassociated selbst von dieser kommerziellen Praxis, und diese Namen werden durch den IAU weder anerkannt noch von ihnen verwendet. Eine solche Sternnamengeben-Gesellschaft ist die Internationale Sternregistrierung, die, während der 1980er Jahre, wegen der irreführenden Praxis angeklagt wurde, um sie erscheinen zu lassen, dass der zugeteilte Name offiziell war. Das jetzt unterbrochene ISR Praxis wurde eine Masche und ein Schwindel und die Abteilung von New York City von Verbraucherangelegenheiten informell etikettiert, hat eine Übertretung gegen ISR ausgegeben, um sich mit einer irreführenden Handelspraxis zu beschäftigen.

Einheiten des Maßes

Obwohl Sternrahmen in SI-Einheiten oder CGS Einheiten ausgedrückt werden können, ist es häufig am günstigsten, Masse, Lichtstärke und Radien in Sonneneinheiten auszudrücken, die auf den Eigenschaften der Sonne gestützt sind:

Große Längen, wie der Radius eines riesigen Sterns oder der Halbhauptachse eines binären Sternsystems, werden häufig in Bezug auf die astronomische Einheit (AU) — ungefähr die Mittelentfernung zwischen der Erde und der Sonne (150 Millionen km oder 93 Millionen Meilen) ausgedrückt.

Bildung und Evolution

Sterne werden innerhalb von verlängerten Gebieten der höheren Dichte im interstellaren Medium gebildet, obwohl die Dichte noch niedriger ist als das Innere eines irdischen Vakuumraums. Diese Gebiete werden molekulare Wolken genannt und bestehen größtenteils aus Wasserstoff, mit ungefähr 23-28 % Helium und einigem Prozent schwerere Elemente. Ein Beispiel solch eines sternbildenden Gebiets ist der Orion Nebelfleck. Da massive Sterne von molekularen Wolken gebildet werden, illuminieren sie stark jene Wolken. Sie ionisieren auch den Wasserstoff, einen H II Gebiet schaffend.

Bildung von Protostar

Die Bildung eines Sterns beginnt mit der Gravitationsinstabilität innerhalb einer molekularen Wolke, die durch Gebiete der höheren Dichte häufig verursacht ist, die durch Stoß-Wellen von supernovae (massive Sternexplosionen), die Kollision von verschiedenen molekularen Wolken oder die Kollision von Milchstraßen (als in einer starburst Milchstraße) ausgelöst ist. Sobald ein Gebiet eine genügend Dichte der Sache erreicht, um die Kriterien für die Jeans-Instabilität zu befriedigen, beginnt es, unter seiner eigenen Gravitationskraft zusammenzubrechen.

Da die Wolke, individuelle Konglomerate von dichtem Staub und Gasform zusammenbricht, was als Kügelchen von Bok bekannt ist. Da ein Kügelchen zusammenbricht und die Dichte-Zunahmen, wird die Gravitationsenergie in die Hitze und die Temperaturanstiege umgewandelt. Als die protostellar Wolke die stabile Bedingung des hydrostatischen Gleichgewichts ungefähr erreicht hat, formt sich ein protostar am Kern. Diese Vorhauptfolge-Sterne werden häufig durch eine protoplanetary Platte umgeben. Die Periode der Gravitationszusammenziehung dauert seit ungefähr 10-15 Millionen Jahren.

Frühe Sterne von weniger als 2 Sonnenmassen werden T Tauri Sterne genannt, während diejenigen mit der größeren Masse Sterne von Herbig Ae/Be sind. Diese kürzlich geborenen Sterne strahlen Strahlen von Benzin entlang ihrer Achse der Folge aus, die den winkeligen Schwung des zusammenbrechenden Sterns reduzieren und auf kleine Flecke der als Gegenstände von Herbig-Haro bekannten Nebligkeit hinauslaufen kann. Diese Strahlen, in der Kombination mit der Radiation von nahe gelegenen massiven Sternen, können helfen, die Umgebungswolke zu vertreiben, in der der Stern gebildet wurde.

Hauptfolge

Sterne geben ungefähr 90 % ihres Lebensschmelzen-Wasserstoffs aus, um Helium in der hohen Temperatur und den Hochdruckreaktionen in der Nähe vom Kern zu erzeugen. Wie man sagt, sind solche Sterne auf der Hauptfolge und werden Zwergsterne genannt. Im Nullalter Hauptfolge anfangend, wird das Verhältnis von Helium in einem Kern eines Sterns fest zunehmen. Demzufolge, um die erforderliche Rate der Kernfusion am Kern aufrechtzuerhalten, wird der Stern in der Temperatur und Lichtstärke langsam zunehmen - wie man schätzt, hat die Sonne zum Beispiel in der Lichtstärke um ungefähr 40 % zugenommen, seitdem es die Hauptfolge vor 4.6 Milliarden Jahren erreicht hat.

Jeder Stern erzeugt einen Sternwind von Partikeln, der einen dauernden Ausfluss von Benzin in den Raum verursacht. Für die meisten Sterne ist der Betrag der verlorenen Masse unwesentlich. Die Sonne verliert 10 Sonnenmassen jedes Jahr, oder ungefähr 0.01 % seiner Gesamtmasse über seine komplette Lebensspanne. Jedoch können sehr massive Sterne 10 gegen 10 Sonnenmassen jedes Jahr verlieren, bedeutsam ihre Evolution betreffend. Sterne, die mit mehr als 50 Sonnenmassen beginnen, können mehr als Hälfte ihrer Gesamtmasse verlieren, während sie auf der Hauptfolge bleiben.

Die Dauer, die ein Stern für die Hauptfolge ausgibt, hängt in erster Linie vom Betrag des Brennstoffs ab, den es verschmelzen muss und die Rate, an der es diesen Brennstoff, d. h. seine anfängliche Masse und seine Lichtstärke verschmilzt. Für die Sonne, wie man schätzt, ist das ungefähr 10 Jahre. Große Sterne verbrauchen ihren Brennstoff sehr schnell und sind kurzlebig. Kleine Sterne (hat rot genannt, ragen über) verbrauchen ihren Brennstoff sehr langsam und letzte Zehnen zu Hunderten von Milliarden von Jahren. Am Ende ihrer Leben werden sie einfach Abblendschalter und Abblendschalter. Jedoch, da die Lebensspanne solcher Sterne größer ist, als, wie man erwartet, das aktuelle Alter des Weltalls (13.7 Milliarden Jahre), keine Sterne unter ungefähr 85 % der Sonnenmasse, einschließlich ganz rot ragt über, der Hauptfolge abgefahren ist.

Außer der Masse kann der Teil von Elementen, die schwerer sind als Helium, eine bedeutende Rolle in der Evolution von Sternen spielen. In der Astronomie werden alle Elemente, die schwerer sind als Helium, als ein "Metall" betrachtet, und die chemische Konzentration dieser Elemente wird den metallicity genannt. Der metallicity kann die Dauer beeinflussen, dass ein Stern seinen Brennstoff verbrennen, die Bildung von magnetischen Feldern kontrollieren und die Kraft des Sternwinds modifizieren wird. Älter Bevölkerung haben II Sterne wesentlich weniger metallicity als der jüngere, Bevölkerung I Sterne wegen der Zusammensetzung der molekularen Wolken, von denen sie sich geformt haben. (Mit der Zeit werden diese Wolken zunehmend bereichert in schwereren Elementen, weil ältere Sterne sterben und Teile ihrer Atmosphären verschütten.)

Posthauptfolge

Da Sterne von mindestens 0.4 Sonnenmassen ihre Versorgung von Wasserstoff an ihrem Kern erschöpfen, breiten sich ihre Außenschichten außerordentlich und kühl aus, um einen roten Riesen zu bilden. Zum Beispiel, in ungefähr 5 Milliarden Jahren, wenn die Sonne ein roter Riese ist, wird sie sich zu einem maximalen Radius grob, 250mal seine gegenwärtige Größe ausbreiten. Als ein Riese wird die Sonne ungefähr 30 % seiner aktuellen Masse verlieren.

In einem roten Riesen von bis zu 2.25 Sonnenmassen geht Wasserstofffusion in einer Schale-Schicht weiter, die den Kern umgibt. Schließlich wird der Kern genug zusammengepresst, um Helium-Fusion anzufangen, und der Stern weicht jetzt allmählich im Radius zurück und vergrößert seine Oberflächentemperatur. Für größere Sterne, die Kerngebiet-Übergänge direkt davon, Wasserstoff zu durchbrennendem Helium zu verschmelzen.

Nachdem der Stern das Helium am Kern verbraucht hat, geht Fusion in einer Schale um einen heißen Kern von Kohlenstoff und Sauerstoff weiter. Der Stern folgt dann einem Entwicklungspfad, der der ursprünglichen roten riesigen Phase, aber bei einer höheren Oberflächentemperatur anpasst.

Massive Sterne

Während ihrer Helium verbrennenden Phase breiten sich sehr hohe Massensterne mit mehr als neun Sonnenmassen aus, um rote Superriesen zu bilden. Sobald dieser Brennstoff am Kern erschöpft wird, können sie fortsetzen, Elemente zu verschmelzen, die schwerer sind als Helium.

Die Kernverträge bis zur Temperatur und dem Druck sind genügend, um Kohlenstoff zu verschmelzen (sieh Kohlenstoff Prozess verbrennen). Dieser Prozess geht mit den aufeinander folgenden Stufen weiter, die durch Neon antreiben werden (sieh Neon Prozess verbrennen), Sauerstoff (sieh Sauerstoff Prozess verbrennen), und Silikon (sieh Silikon Prozess verbrennen). In der Nähe vom Ende des Lebens des Sterns kann Fusion entlang einer Reihe von Zwiebelnschicht-Schalen innerhalb des Sterns vorkommen. Jede Schale verschmilzt ein verschiedenes Element mit dem äußersten Schale-Schmelzen-Wasserstoff; das folgende Schale-Schmelzen-Helium, und so weiter.

Die Endbühne wird erreicht, wenn der Stern beginnt, Eisen zu erzeugen. Da Eisenkerne dichter gebunden werden als irgendwelche schwereren Kerne, wenn sie verschmolzen werden, veröffentlichen sie Energie nicht — der Prozess würde im Gegenteil Energie verbrauchen. Ebenfalls, da sie dichter gebunden werden als alle leichteren Kerne, kann Energie nicht durch die Spaltung veröffentlicht werden. In relativ alten, sehr massiven Sternen wird ein großer Kern von trägem Eisen im Zentrum des Sterns anwachsen. Die schwereren Elemente in diesen Sternen können ihr Weg bis zur Oberfläche arbeiten, entwickelte Gegenstände bildend, die als Sterne von Wolf-Rayet bekannt sind, die einen dichten Sternwind haben, der die Außenatmosphäre verschüttet.

Zusammenbruch

Ein entwickelter, Stern der durchschnittlichen Größe wird jetzt seine Außenschichten als ein planetarischer Nebelfleck verschütten. Wenn, was bleibt, nachdem die Außenatmosphäre verschüttet worden ist, ist weniger als 1.4 Sonnenmassen, sie weicht zu einem relativ winzigen Gegenstand zurück (über die Größe der Erde), der für die weitere Kompression nicht massiv genug ist, um, bekannt als ein weißer Zwerg stattzufinden. Die elektrondegenerierte Sache innerhalb eines weißen Zwergs ist nicht mehr ein Plasma, wenn auch Sterne allgemein seiende Bereiche von Plasma genannt werden. Weiß ragt über wird schließlich in den Schwarzen verwelken ragt über ein sehr langes Strecken der Zeit über.

In größeren Sternen geht Fusion weiter, bis der Eisenkern so groß gewachsen ist (mehr als 1.4 Sonnenmassen), dass es seine eigene Masse nicht mehr unterstützen kann. Dieser Kern wird plötzlich zusammenbrechen, als seine Elektronen in seine Protone gesteuert werden, Neutronen und neutrinos in einem Ausbruch von umgekehrtem Beta-Zerfall oder Elektronfestnahme bildend. Der durch diesen plötzlichen Zusammenbruch gebildete shockwave veranlasst den Rest des Sterns, in einer Supernova zu explodieren. Supernovae sind so hell, dass sie die komplette Hausmilchstraße des Sterns kurz überstrahlen können. Wenn sie innerhalb der Milchstraße vorkommen, sind supernovae von Beobachtern des nackten Auges als "neue Sterne" historisch beobachtet worden, wo niemand vorher bestanden hat.

Der grösste Teil der Sache im Stern wird durch die Supernova-Explosion weggeblasen (Nebelflecke wie der Krabbe-Nebelfleck bildend), und was bleibt, wird ein Neutronenstern sein (der sich manchmal als ein Pulsar oder Röntgenstrahl-Trenneinrichtung äußert), oder, im Fall von den größten Sternen (groß genug, um einen Sternrest größer zu verlassen, als ungefähr 4 Sonnenmassen), ein schwarzes Loch. In einem Neutronenstern ist die Sache in einem Staat, der als neutrondegenerierte Sache, mit einer exotischeren Form der degenerierten Sache, QCD Sache bekannt ist, präsentieren Sie vielleicht im Kern. Innerhalb eines schwarzen Loches ist die Sache in einem Staat, der nicht zurzeit verstanden wird.

Die geblasenen - von Außenschichten von sterbenden Sternen schließen schwere Elemente ein, die während der neuen Sternbildung wiederverwandt werden können. Diese schweren Elemente erlauben die Bildung von felsigen Planeten. Der Ausfluss von supernovae und dem Sternwind von großen Sternen spielt eine wichtige Rolle im Formen des interstellaren Mediums.

Vertrieb

Zusätzlich zu isolierten Sternen kann ein Mehrsternsystem aus zwei oder mehr Gravitations-bestimmten Sternen dass Bahn um einander bestehen. Das allgemeinste Mehrsternsystem ist ein binärer Stern, aber Systeme von drei oder mehr Sternen werden auch gefunden. Aus Gründen der Augenhöhlenstabilität werden solche Mehrsternsysteme häufig in hierarchische Sätze von co-orbiting binären Sternen organisiert. Größere Gruppen haben gerufen Sterntrauben bestehen auch. Diese erstrecken sich von losen Sternvereinigungen mit nur einigen Sternen bis zu enormen kugelförmigen Trauben mit Hunderttausenden von Sternen.

Es ist eine lange gehaltene Annahme gewesen, dass die Mehrheit von Sternen in Gravitations-bestimmtem, Systeme des vielfachen Sterns vorkommt. Das ist für sehr massiven O und B Klassensterne besonders wahr, wo, wie man glaubt, 80 % der Systeme vielfach sind. Jedoch, wie man bekannt, hat das Verhältnis von einzelnen Sternsystemzunahmen für kleinere Sterne, so dass nur 25 % des Rots überragen, Sternbegleiter. Da 85 % aller Sterne rot sind, ragt über, die meisten Sterne in der Milchstraße sind wahrscheinlich von der Geburt einzeln.

Sterne werden gleichförmig über das Weltall nicht ausgebreitet, aber werden normalerweise in Milchstraßen zusammen mit interstellarem Benzin und Staub gruppiert. Eine typische Milchstraße enthält Hunderte von Milliarden von Sternen, und es gibt mehr als 100 Milliarden (10) Milchstraßen im erkennbaren Weltall. Eine 2010-Sternschätzung der Zählung war 300 sextillion im erkennbaren Weltall.

Während es häufig geglaubt wird, dass Sterne nur innerhalb von Milchstraßen bestehen, sind intergalaktische Sterne entdeckt worden.

Der nächste Stern zur Erde, abgesondert von der Sonne, ist Proxima Centauri, der 39.9 Trillionen Kilometer, oder 4.2 Lichtjahre weg ist. Mit der Augenhöhlengeschwindigkeit von Raumfähre (8 Kilometer pro Sekunde — fast 30,000 Kilometer pro Stunde) reisend, würde man ungefähr 150,000 Jahre brauchen, um hierher zu kommen. Entfernungen wie das sind typische galaktische Innenscheiben, einschließlich in der Nähe vom Sonnensystem. Sterne können an einander in den Zentren von Milchstraßen und in kugelförmigen Trauben, oder viel weiter einzeln in galaktischem halos viel näher sein.

Wegen der relativ riesengroßen Entfernungen zwischen Sternen außerhalb des galaktischen Kerns, wie man denkt, sind Kollisionen zwischen Sternen selten. In dichteren Gebieten wie der Kern von kugelförmigen Trauben oder dem galaktischen Zentrum können Kollisionen üblicher sein. Solche Kollisionen können erzeugen, was als blaue Nachzügler bekannt ist. Diese anomalen Sterne haben eine höhere Oberflächentemperatur als die anderen Hauptfolge-Sterne mit derselben Lichtstärke in der Traube.

Eigenschaften

Fast alles über einen Stern wird durch seine anfängliche Masse, einschließlich wesentlicher Eigenschaften wie Lichtstärke und Größe, sowie die Evolution des Sterns, Lebensspanne und schließliches Schicksal bestimmt.

Alter

Die meisten Sterne sind zwischen 1 Milliarde und 10 Milliarden Jahren. Einige Sterne können sogar 13.7 Milliarden Jahren alt — das beobachtete Alter des Weltalls nah sein. Der älteste Stern noch entdeckt, ER 1523-0901, ist ungefähr 13.2-Milliarde-Jähriger.

Je massiver der Stern, desto kürzer seine Lebensspanne, in erster Linie weil massive Sterne größeren Druck auf ihre Kerne haben, sie veranlassend, Wasserstoff schneller zu verbrennen. Die massivsten Sterne dauern ein Durchschnitt von einigen Millionen Jahren, während Sterne der minimalen Masse (rot ragt über), ihren Brennstoff sehr langsam und letzte Zehnen zu Hunderten von Milliarden von Jahren verbrennen.

Chemische Zusammensetzung

Wenn sich Sterne in der gegenwärtigen Milchstraße-Milchstraße formen, werden sie aus ungefähr 71 % Wasserstoff- und 27-%-Helium, wie gemessen, durch die Masse mit einem kleinen Bruchteil von schwereren Elementen zusammengesetzt. Normalerweise wird der Teil von schweren Elementen in Bezug auf den Eiseninhalt der Sternatmosphäre gemessen, weil Eisen ein allgemeines Element ist und seine Absorptionslinien relativ leicht sind zu messen. Weil die molekularen Wolken, wo sich Sterne formen, durch schwerere Elemente von supernovae Explosionen fest bereichert werden, kann ein Maß der chemischen Zusammensetzung eines Sterns verwendet werden, um sein Alter abzuleiten. Der Teil von schwereren Elementen kann auch ein Hinweis der Wahrscheinlichkeit sein, dass der Stern ein planetarisches System hat.

Der Stern mit dem niedrigsten jemals gemessenen Eiseninhalt ist der Zwerg-HE1327-2326, mit nur 1/200,000. der Eiseninhalt der Sonne. Im Vergleich, der super metallene reiche Stern μ Leonis hat fast doppelt der Überfluss an Eisen als die Sonne, während der Planeten tragende Stern 14 Herculis fast dreifach das Eisen hat. Dort auch bestehen chemisch eigenartige Sterne, die ungewöhnlichen Überfluss an bestimmten Elementen in ihrem Spektrum zeigen; besonders Chrom und seltene Erdelemente.

Diameter

Wegen ihrer großen Entfernung von der Erde erscheinen alle Sterne außer der Sonne zum menschlichen Auge als leuchtende Punkte im Nachthimmel, die wegen der Wirkung der Atmosphäre der Erde blitzen. Die Sonne ist auch ein Stern, aber es ist an der Erde nah genug, um als eine Platte statt dessen zu erscheinen und Tageslicht zur Verfügung zu stellen. Anders als die Sonne ist der Stern mit der größten offenbaren Größe R Doradus mit einem winkeligen Diameter von nur 0.057 arcseconds.

Die Platten von den meisten Sternen sind in der winkeligen Größe viel zu klein, die mit aktuellen Boden-basierten optischen Fernrohren zu beobachten ist, und so sind interferometer Fernrohre erforderlich, Images dieser Gegenstände zu erzeugen. Eine andere Technik, für die winkelige Größe von Sternen zu messen, ist durch occultation. Durch das genaue Messen vom Fall in der Helligkeit eines Sterns, weil es occulted durch den Mond ist (oder der Anstieg der Helligkeit, wenn es wieder erscheint) kann das winkelige Diameter des Sterns geschätzt werden.

Sterne erstrecken sich in der Größe von Neutronensternen, die sich überall von 20 zu im Durchmesser zu Superriesen wie Betelgeuse in der Konstellation von Orion ändern, die ein Diameter hat, das etwa 650mal größer ist als die Sonne — darüber. Jedoch hat Betelgeuse eine viel niedrigere Dichte als die Sonne.

Kinematics

Die Bewegung eines Sterns hinsichtlich der Sonne kann nützliche Auskunft über den Ursprung und das Alter eines Sterns, sowie die Struktur und die Evolution der Umgebungsmilchstraße geben. Die Bestandteile der Bewegung eines Sterns bestehen aus der radialen Geschwindigkeit zu oder weg von der Sonne und der Überquerung winkelige Bewegung, die seine richtige Bewegung genannt wird.

Radiale Geschwindigkeit wird durch die doppler Verschiebung der geisterhaften Linien des Sterns gemessen, und wird in Einheiten von km/s gegeben. Die richtige Bewegung eines Sterns wird durch genaue astrometric Maße in Einheiten von Milli-Kreisbogen-Sekunden (mas) pro Jahr bestimmt. Durch die Bestimmung der Parallaxe eines Sterns kann die richtige Bewegung dann in Einheiten der Geschwindigkeit umgewandelt werden. Sterne mit hohen Raten der richtigen Bewegung werden wahrscheinlich relativ der Sonne nah sein, sie gute Kandidaten für Parallaxe-Maße machend.

Sobald beide Raten der Bewegung bekannt sind, kann die Raumgeschwindigkeit des Sterns hinsichtlich der Sonne oder der Milchstraße geschätzt werden. Unter nahe gelegenen Sternen ist es gefunden worden, dass Bevölkerung ich Sterne allgemein niedrigere Geschwindigkeiten hat als älter, Bevölkerung II Sterne. Die Letzteren haben elliptische Bahnen, die zum Flugzeug der Milchstraße dazu neigen. Der Vergleich des kinematics von nahe gelegenen Sternen hat auch zur Identifizierung von Sternvereinigungen geführt. Das sind wahrscheinlichste Gruppen von Sternen, die einen allgemeinen Punkt des Ursprungs in riesigen molekularen Wolken teilen.

Magnetisches Feld

Das magnetische Feld eines Sterns wird innerhalb von Gebieten des Interieurs erzeugt, wo convective Umlauf vorkommt. Diese Bewegung von leitendem Plasma fungiert wie ein Dynamo, magnetische Felder erzeugend, die sich überall im Stern ausstrecken. Die Kraft des magnetischen Feldes ändert sich mit der Masse und Zusammensetzung des Sterns, und der Betrag der magnetischen Oberflächentätigkeit hängt von der Rate des Sterns der Folge ab. Diese Oberflächentätigkeit erzeugt starspots, die Gebiete von starken magnetischen Feldern und tiefer sind als normale Oberflächentemperaturen. Kranz-Schleifen überwölben magnetische Felder, die in die Korona von aktiven Gebieten ausstrecken. Sternaufflackern sind Ausbrüche von energiereichen Partikeln, die wegen derselben magnetischen Tätigkeit ausgestrahlt werden.

Junge, schnell rotierende Sterne neigen dazu, hohe Niveaus der Oberflächentätigkeit wegen ihres magnetischen Feldes zu haben. Das magnetische Feld kann nach einem Sternwind eines Sterns handeln, jedoch als eine Bremse fungierend, um die Rate der Folge allmählich zu verlangsamen, weil der Stern älter wächst. So haben ältere Sterne wie die Sonne eine viel langsamere Rate der Folge und eine niedrigere Ebene der Oberflächentätigkeit. Die Beschäftigungsgrade langsam rotierender Sterne neigen dazu, sich in einer zyklischen Weise zu ändern, und können zusammen seit Perioden zumachen. Während

das Schwafeln Minimum, zum Beispiel, hat die Sonne einen erlebt

70-jährige Periode mit fast keiner Sonnenfleck-Tätigkeit.

Masse

Einer der massivsten bekannten Sterne ist Eta Carinae mit 100-150mal so viel Masse wie die Sonne; seine Lebensspanne ist — nur mehrere Millionen Jahre höchstens sehr kurz. Eine Studie der Bogen-Traube weist darauf hin, dass 150 Sonnenmassen die obere Grenze für Sterne im aktuellen Zeitalter des Weltalls sind. Der Grund für diese Grenze ist nicht genau bekannt, aber es ist teilweise wegen der Lichtstärke von Eddington, die den maximalen Betrag der Lichtstärke definiert, die die Atmosphäre eines Sterns durchführen kann, ohne das Benzin in den Raum zu vertreiben. Jedoch ist ein Stern genannt R136a1 im RMC 136a Sterntraube an 265 Sonnenmassen gemessen worden, diese Grenze in die Frage stellend.

Die ersten Sterne, um sich nach dem Urknall zu formen, können bis zu 300 Sonnenmassen oder mehr wegen der ganzen Abwesenheit von Elementen größer gewesen sein, die schwerer sind als Lithium in ihrer Zusammensetzung. Diese Generation von supermassiven, Bevölkerung III Sterne ist lange jedoch erloschen, und zurzeit nur theoretisch.

Mit einer Masse nur 93mal mehr als das Jupiters ist AB Doradus C, ein Begleiter AB Doradus A, der kleinste bekannte Stern, der Kernfusion in seinem Kern erlebt. Für Sterne mit ähnlichem metallicity zur Sonne, wie man schätzt, ist die theoretische minimale Masse, die der Stern haben, und noch Fusion am Kern erleben kann, ungefähr 75mal die Masse Jupiters. Wenn der metallicity jedoch sehr niedrig ist, hat eine neue Studie der schwächsten Sterne gefunden, dass die minimale Sterngröße scheint, ungefähr 8.3 % der Sonnenmasse, oder ungefähr 87mal der Masse Jupiters zu sein. Kleinere Körper werden braun genannt ragt über, die eine schlecht definierte Grauzone zwischen Sternen und Gasriesen besetzen.

Die Kombination des Radius und die Masse eines Sterns bestimmen den Oberflächenernst. Riesige Sterne haben einen viel niedrigeren Oberflächenernst als Hauptfolge-Sterne, während das Gegenteil für degenerierte, kompakte Sterne solcher der Fall ist, weil weiß überragt. Der Oberflächenernst kann das Äußere eines Spektrums eines Sterns mit dem höheren Ernst beeinflussen, der ein Erweitern der Absorptionslinien verursacht.

Sterne werden manchmal durch die auf ihrem Entwicklungsverhalten gestützte Masse gruppiert, weil sie sich dem Ende ihrer Kernfusionslebenszeiten nähern. Sehr niedrige Massensterne mit Massen unter 0.5 Sonnenmassen gehen in den asymptotischen riesigen Zweig (AGB) nicht ein, aber entwickeln sich direkt zum Weiß ragt über. Niedrige Massensterne mit einer Masse unter ungefähr 1.8-2.2 Sonnenmassen (abhängig von Zusammensetzung) gehen wirklich in den AGB ein, wo sie einen degenerierten Helium-Kern entwickeln. Zwischenmassensterne erleben Helium-Fusion und entwickeln einen degenerierten Kern des Kohlenstoff-Sauerstoffes. Massive Sterne haben eine minimale Masse von 7-10 Sonnenmassen, aber das kann mindestens 5-6 Sonnenmassen sein. Diese Sterne erleben Kohlenstoff-Fusion mit ihren Leben, die in einer Kernzusammenbruch-Supernova-Explosion enden.

Folge

Der Folge-Rate von Sternen kann durch das spektroskopische Maß näher gekommen, oder mehr genau durch das Verfolgen der Folge-Rate von starspots bestimmt werden. Junge Sterne können eine schnelle Rate der Folge haben, die größer ist als 100 km/s am Äquator. B-Klassensternachernar hat zum Beispiel eine äquatoriale Folge-Geschwindigkeit von ungefähr 225 km/s oder größer, ihm ein äquatoriales Diameter gebend, das mehr als um 50 % größer ist als die Entfernung zwischen den Polen. Diese Rate der Folge ist gerade unter der kritischen Geschwindigkeit von 300 km/s, wo der Stern auseinander brechen würde. Im Vergleich rotiert die Sonne nur einmal alle 25 - 35 Tage mit einer äquatorialen Geschwindigkeit von 1.994 km/s. Das magnetische Feld des Sterns und der Sternwind dienen, um eine Hauptfolge-Sternrate der Folge durch einen bedeutenden Betrag zu verlangsamen, weil es sich auf der Hauptfolge entwickelt.

Degenerierte Sterne haben sich in eine Kompaktmasse zusammengezogen, auf eine schnelle Rate der Folge hinauslaufend. Jedoch haben sie relativ niedrige Zinssätze der Folge im Vergleich dazu, was durch die Bewahrung des winkeligen Schwungs — die Tendenz eines rotierenden Körpers erwartet würde, eine Zusammenziehung in der Größe durch die Erhöhung seiner Rate der Drehung zu ersetzen. Ein großer Teil des winkeligen Schwungs des Sterns wird infolge des Massenverlustes durch den Sternwind zerstreut. Trotz dessen kann die Rate der Folge für einen Pulsar sehr schnell sein. Der Pulsar am Herzen des Krabbe-Nebelflecks rotiert zum Beispiel 30mal pro Sekunde. Die Folge-Rate des Pulsars wird sich wegen der Emission der Radiation allmählich verlangsamen.

Temperatur

Die Oberflächentemperatur eines Hauptfolge-Sterns wird durch die Rate der Energieproduktion am Kern und dem Radius des Sterns bestimmt und wird häufig vom Farbenindex des Sterns geschätzt. Es wird normalerweise als die wirksame Temperatur gegeben, die die Temperatur eines idealisierten schwarzen Körpers ist, der seine Energie an derselben Lichtstärke pro Fläche wie der Stern ausstrahlt. Bemerken Sie, dass die wirksame Temperatur nur ein vertretende Wert jedoch ist, weil Sterne wirklich einen Temperaturanstieg haben, der mit der zunehmenden Entfernung vom Kern abnimmt. Die Temperatur im Kerngebiet eines Sterns ist mehrere Millionen kelvins.

Die Sterntemperatur wird die Rate der Erregung oder Ionisation von verschiedenen Elementen bestimmen, auf charakteristische Absorptionslinien auf das Spektrum hinauslaufend. Die Oberflächentemperatur eines Sterns, zusammen mit seinem absoluten Sehumfang und Absorptionseigenschaften, wird verwendet, um einen Stern zu klassifizieren (sieh Klassifikation unten).

Massive Hauptfolge-Sterne 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 ungefähr 3,600 K, aber sie haben auch eine hohe Lichtstärke wegen ihrer großen Außenfläche.

Radiation

Die Energie, die durch Sterne als ein Nebenprodukt der Kernfusion erzeugt ist, strahlt in den Raum sowohl als die elektromagnetische Radiation als auch als Partikel-Radiation aus. Die durch einen Stern ausgestrahlte Partikel-Radiation wird als der Sternwind manifestiert (der als ein unveränderlicher Strom elektrisch beladener Partikeln, wie freie Protone, Alphateilchen und Beta-Partikeln besteht, von den Außenschichten des Sterns ausgehend), und als ein unveränderlicher Strom von neutrinos, der vom Kern des Sterns ausgeht.

Die Produktion der Energie am Kern ist der Grund, warum Sterne so hell scheinen: Jedes Mal, wenn zwei oder mehr Atomkerne eines Elements zusammen durchbrennen, um einen Atomkern eines neuen schwereren Elements zu bilden, werden Gammastrahl-Fotonen von der Kernfusionsreaktion veröffentlicht. Diese Energie wird zu anderen Formen der elektromagnetischen Energie einschließlich des sichtbaren Lichtes umgewandelt, als es die Außenschichten des Sterns erreicht.

Die Farbe eines Sterns, wie bestimmt, durch die Maximalfrequenz des sichtbaren Lichtes, hängt von der Temperatur der Außenschichten des Sterns einschließlich seines Photobereichs ab. Außer dem sichtbaren Licht strahlen Sterne auch Formen der elektromagnetischen Radiation aus, die für das menschliche Auge unsichtbar sind. Tatsächlich misst elektromagnetische Sternradiation das komplette elektromagnetische Spektrum, von den längsten Wellenlängen von Funkwellen und infrarot zu den kürzesten Wellenlängen von ultravioletten, Röntgenstrahlen und Gammastrahlung ab. Alle Bestandteile der elektromagnetischen Sternradiation, sowohl sichtbar als auch unsichtbar, sind normalerweise bedeutend.

Mit dem Sternspektrum können Astronomen auch die Oberflächentemperatur, den Oberflächenernst, metallicity und die Rotationsgeschwindigkeit eines Sterns bestimmen. Wenn die Entfernung des Sterns, solcher als durch das Messen der Parallaxe bekannt ist, dann kann die Lichtstärke des Sterns abgeleitet werden. Die Masse, der Radius, der Oberflächenernst, und Folge-Periode können dann gestützt auf Sternmodellen geschätzt werden. (Masse kann direkt für Sterne in binären Systemen gemessen werden. Die Technik von Gravitationsmicrolensing wird auch die Masse eines Sterns nachgeben) Mit diesen Rahmen, Astronomen können auch das Alter des Sterns schätzen.

Lichtstärke

In der Astronomie ist Lichtstärke der Betrag des Lichtes und die anderen Formen der Strahlungsenergie, ein Stern strahlt pro Einheit der Zeit aus. Die Lichtstärke eines Sterns wird durch den Radius und die Oberflächentemperatur bestimmt. Jedoch strahlen viele Sterne keinen gleichförmigen Fluss — den Betrag der Energie aus, die pro Einheitsgebiet — über ihre komplette Oberfläche ausgestrahlt ist. Der schnell rotierende Stern Vega hat zum Beispiel einen höheren Energiestrom an seinen Polen als entlang seinem Äquator.

Oberflächenflecke mit einer niedrigeren Temperatur und Lichtstärke als Durchschnitt sind als starspots bekannt. Kleine Zwergsterne wie die Sonne haben allgemein im Wesentlichen nichts sagende Platten mit nur kleinem starspots. Größere, riesige Sterne haben viel größeren, viel offensichtlicheren starspots, und sie stellen auch starke Sterngliederverdunklung aus. D. h. die Helligkeit nimmt zum Rand der Sternplatte ab. Rote Zwergaufflackern-Sterne wie UV Ceti können auch prominente Starspot-Eigenschaften besitzen.

Umfang

Die offenbare Helligkeit eines Sterns wird durch seinen offenbaren Umfang gemessen, der die Helligkeit eines Sterns in Bezug auf die Lichtstärke des Sterns, Entfernung von der Erde und das Ändern des Lichtes des Sterns ist, weil es die Atmosphäre der Erde durchführt. Innerer oder absoluter Umfang ist direkt mit einer Lichtstärke eines Sterns verbunden und ist, was der offenbare Umfang ein Stern sein würde, wenn die Entfernung zwischen der Erde und dem Stern 10 parsecs (32.6 Lichtjahre) wäre.

Sowohl die offenbaren als auch absoluten Umfang-Skalen sind logarithmische Einheiten: Ein Unterschied der ganzen Zahl im Umfang ist einer Helligkeitsschwankung von ungefähr 2.5mal (die 5. Wurzel 100 oder etwa 2.512) gleich. Das bedeutet, dass ein erster Umfang (+1.00) Stern ungefähr 2.5mal heller als ein zweiter Umfang (+2.00) Stern und etwa 100mal heller ist als ein sechster Umfang (+6.00) Stern. Die schwächsten Sterne, die zum nackten Auge unter guten sehenden Bedingungen sichtbar sind, sind über den Umfang +6.

Sowohl auf offenbaren als auch auf absoluten Umfang-Skalen, je kleiner die Umfang-Zahl, desto heller der Stern; je größer die Umfang-Zahl, desto schwächer. Die hellsten Sterne, auf jeder Skala, haben negative Umfang-Zahlen. Die Schwankung in der Helligkeit (ΔL) zwischen zwei Sternen wird durch das Abziehen der Umfang-Zahl des helleren Sterns (m) von der Umfang-Zahl des schwächeren Sterns (m), dann das Verwenden des Unterschieds als eine Hochzahl für den Basiswert 2.512 berechnet; das heißt:

Sowohl hinsichtlich der Lichtstärke als auch hinsichtlich Entfernung von der Erde, absoluter Umfang (M) und offenbarer Umfang (m) sind für einen individuellen Stern nicht gleichwertig; zum Beispiel, der helle Stern Sirius hat einen offenbaren Umfang 1.44, aber es hat einen absoluten Umfang +1.41.

Die Sonne hat einen offenbaren Umfang 26.7, aber sein absoluter Umfang ist nur +4.83. Sirius, der hellste Stern im Nachthimmel, wie gesehen, von der Erde, ist etwa 23mal mehr leuchtend als die Sonne, während Canopus, der zweite hellste Stern im Nachthimmel mit einem absoluten Umfang 5.53, etwa 14,000mal mehr leuchtend ist als die Sonne. Trotz Canopus, der gewaltig mehr leuchtend ist als Sirius jedoch, scheint Sirius heller als Canopus. Das ist, weil Sirius bloß 8.6 Lichtjahre von der Erde ist, während Canopus viel weiter weg in einer Entfernung von 310 Lichtjahren ist.

Bezüglich 2006 ist der Stern mit dem höchsten bekannten absoluten Umfang LBV 1806-20, mit einem Umfang 14.2. Dieser Stern ist mindestens 5,000,000mal mehr leuchtend als die Sonne. Die am wenigsten Leuchtsterne, die zurzeit bekannt sind, werden im NGC 6397 Traube gelegen. Das schwächste Rot ragt in der Traube über waren Umfang 26, während ein 28. Umfang weißer Zwerg auch entdeckt wurde. Diese schwachen Sterne sind so dunkel, dass ihr Licht so hell ist wie eine Geburtstag-Kerze auf dem Mond, wenn angesehen, von der Erde.

Klassifikation

Das aktuelle Sternklassifikationssystem ist am Anfang des 20. Jahrhunderts entstanden, als Sterne von bis in großer Zahl von der Wasserstofflinie gestützten Q klassifiziert wurden. Es war zurzeit nicht bekannt, dass der Haupteinfluss auf die Linienkraft Temperatur war; die Wasserstofflinienkraft erreicht eine Spitze an mehr als 9000 K, und ist sowohl bei heißeren als auch bei kühleren Temperaturen schwächer. Als die Klassifikationen durch die Temperatur wiederbestellt wurden, hat sie näher dem modernen Schema geähnelt.

Es gibt verschiedene einzeln-stellige Klassifikationen von Sternen gemäß ihren Spektren im Intervall vom Typ O, die zur M sehr heiß sind, die so kühl sind, dass sich Moleküle in ihren Atmosphären formen können. Die Hauptklassifikationen in der Größenordnung von der abnehmenden Oberflächentemperatur sind: O, B, A, F, G, K, und M. Eine Vielfalt von seltenen geisterhaften Typen hat spezielle Klassifikationen. Die allgemeinsten von diesen sind Typen L und T, die die kältesten Sterne der niedrigen Masse klassifizieren und Braun überragt. Jeder Brief hat 10 Unterteilungen, die von 0 bis 9, in der Größenordnung vom Verringern der Temperatur numeriert sind. Jedoch bricht dieses System bei äußersten hohen Temperaturen zusammen: Sterne der Klasse O0 und O1 können nicht bestehen.

Außerdem können Sterne durch die Lichtstärke-Effekten klassifiziert werden, die in ihren geisterhaften Linien gefunden sind, die ihrer Raumgröße entsprechen und durch den Oberflächenernst bestimmt wird. Diese erstrecken sich von 0 (Hyperriesen) bis III (Riesen) zu V (Hauptfolge ragt über); einige Autoren tragen VII bei (weiß ragt über). Die meisten Sterne gehören der Hauptfolge, die aus gewöhnlichen wasserstoffverbrennenden Sternen besteht. Diese fallen entlang einem schmalen, diagonalen Band, wenn grafisch dargestellt, gemäß ihrem absoluten Umfang und geisterhaftem Typ. Die Sonne ist eine Hauptfolge G2V gelber Zwerg, der und gewöhnlichen Zwischentemperaturgröße seiend.

Zusätzliche Nomenklatur, in der Form von Kleinbuchstaben, kann dem geisterhaften Typ folgen, um eigenartige Eigenschaften des Spektrums anzuzeigen. Zum Beispiel kann ein "e" die Anwesenheit von Emissionslinien anzeigen; "m" vertritt ungewöhnlich starke Niveaus von Metallen, und "var" kann Schwankungen im geisterhaften Typ bedeuten.

Weiße Zwergsterne haben ihre eigene Klasse, die mit dem Brief D beginnt. Das wird weiter in die Klassen DA unterteilt, DB, Gleichstrom, TUT DZ und DQ abhängig von den Typen von prominenten im Spektrum gefundenen Linien. Dem wird von einem numerischen Wert gefolgt, der den Temperaturindex anzeigt.

Variable Sterne

Variable Sterne haben periodische oder zufällige Änderungen in der Lichtstärke wegen innerer oder unwesentlicher Eigenschaften. Der wirklich variablen Sterne können die primären Typen in drei Hauptgruppen unterteilt werden.

Während ihrer Sternevolution führen einige Sterne Phasen durch, wo sie pulsierende Variablen werden können. Pulsierende variable Sterne ändern sich im Radius und der Lichtstärke mit der Zeit, sich ausbreitend und sich mit Perioden im Intervall von Minuten zu Jahren abhängig von der Größe des Sterns zusammenziehend. Diese Kategorie schließt Cepheid und cepheid ähnliche Sterne und Variablen des langen Zeitraumes wie Mira ein.

Variablen von Eruptive sind Sterne, die plötzliche Zunahmen in der Lichtstärke wegen Aufflackern oder Massenausweisungsereignisse erfahren. Diese Gruppe schließt protostars, Sterne von Wolf-Rayet, und Aufflackern-Sterne, sowie riesige und superriesige Sterne ein.

Erschütternde oder explosive Variablen erleben eine dramatische Änderung in ihren Eigenschaften. Diese Gruppe schließt novae und supernovae ein. Ein binäres Sternsystem, das einen nahe gelegenen weißen Zwerg einschließt, kann bestimmte Typen dieser sensationellen Sternexplosionen, einschließlich des nova und einer Supernova des Typs 1a erzeugen. Die Explosion wird geschaffen, wenn der weiße Zwerg Wasserstoff vom dazugehörigen Stern anwachsen lässt, Masse aufbauend, bis der Wasserstoff Fusion erlebt. Einige novae sind auch wiederkehrend, periodische Ausbrüche des gemäßigten Umfangs habend.

Sterne können sich auch in der Lichtstärke wegen unwesentlicher Faktoren, wie Verdunkelung von Dualzahlen, sowie das Drehen von Sternen ändern, die äußersten starspots erzeugen. Ein bemerkenswertes Beispiel einer binären Verdunkelung ist ALGOL, das sich regelmäßig im Umfang von 2.3 bis 3.5 über eine Zeitdauer von 2.87 Tagen ändert.

Struktur

Das Interieur eines stabilen Sterns ist in einem Staat des hydrostatischen Gleichgewichts: Die Kräfte auf jedem kleinen Volumen gleichen fast genau einander aus. Die erwogenen Kräfte sind innerliche Gravitationskraft und eine äußere Kraft wegen des Druck-Anstiegs innerhalb des Sterns. Der Druck-Anstieg wird durch den Temperaturanstieg des Plasmas gegründet; der Außenteil des Sterns ist kühler als der Kern. Die Temperatur am Kern einer Hauptfolge oder riesigen Stern ist mindestens auf der Ordnung von 10 K. Die resultierende Temperatur und der Druck am wasserstoffverbrennenden Kern eines Hauptfolge-Sterns sind für die Kernfusion genügend, um vorzukommen, und für die genügend Energie, erzeugt zu werden, um weiteren Zusammenbruch des Sterns zu verhindern.

Da Atomkerne im Kern verschmolzen werden, strahlen sie Energie in der Form der Gammastrahlung aus. Diese Fotonen wirken mit dem Umgebungsplasma aufeinander, zur Thermalenergie am Kern beitragend. Sterne auf der Hauptfolge wandeln Wasserstoff in Helium um, langsam schaffend, aber fest Verhältnis von Helium im Kern vergrößernd. Schließlich wird der Helium-Inhalt vorherrschend, und Energieproduktion hört am Kern auf. Statt dessen für Sterne von mehr als 0.4 Sonnenmassen kommt Fusion in einer langsam dehnbaren Schale um den degenerierten Helium-Kern vor.

Zusätzlich zum hydrostatischen Gleichgewicht wird das Interieur eines stabilen Sterns auch ein Energiegleichgewicht des Thermalgleichgewichts aufrechterhalten. Es gibt einen radialen Temperaturanstieg überall im Interieur, das auf einen Fluss der Energie hinausläuft, die zum Äußeren fließt. Der aus dem Amt scheiden Fluss der Energie, jede Schicht innerhalb des Sterns verlassend, wird den eingehenden Fluss von unten genau vergleichen.

Die Strahlenzone ist das Gebiet innerhalb des Sterninterieurs, wo Strahlungsübertragung genug effizient ist, um den Fluss der Energie aufrechtzuerhalten. In diesem Gebiet wird das Plasma nicht gestört, und irgendwelche Massenbewegungen werden aussterben. Wenn das nicht der Fall jedoch ist, dann wird das Plasma nicht stabil, und Konvektion wird vorkommen, eine Konvektionszone bildend. Das kann zum Beispiel in Gebieten vorkommen, wo sehr hohe Energieströme, solcher als in der Nähe vom Kern oder in Gebieten mit der hohen Undurchsichtigkeit als im Außenumschlag vorkommen.

Das Ereignis der Konvektion im Außenumschlag eines Hauptfolge-Sterns hängt von der Masse ab. Sterne mit mehrere Male der Masse der Sonne haben eine Konvektionszone tief innerhalb des Interieurs und einer Strahlungszone in den Außenschichten. Kleinere Sterne wie die Sonne sind gerade das Gegenteil mit der convective in den Außenschichten gelegenen Zone. Rote Zwergsterne mit weniger als 0.4 Sonnenmassen sind convective überall, der die Anhäufung eines Helium-Kerns verhindert. Für die meisten Sterne werden sich die convective Zonen auch mit der Zeit als die Sternalter ändern, und die Verfassung des Interieurs wird modifiziert.

Der Teil eines Sterns, der einem Beobachter sichtbar ist, wird den Photobereich genannt. Das ist die Schicht, an der das Plasma des Sterns durchsichtig für Fotonen des Lichtes wird. Von hier wird die am Kern erzeugte Energie frei, sich in den Raum fortzupflanzen. Es ist innerhalb des Photobereichs, den Sonne, oder Gebiete von wenigeren als im Durchschnitt Temperatur entdeckt, erscheinen.

Über dem Niveau des Photobereichs ist die Sternatmosphäre. In einem Hauptfolge-Stern wie die Sonne ist der Tiefststand der Atmosphäre das dünne chromosphere Gebiet, wo spicules erscheinen und Sternaufflackern beginnen. Das wird durch einen Transistorübergangsbereich umgeben, wo die Temperatur schnell innerhalb einer Entfernung nur zunimmt. Außer dem ist die Korona, ein Volumen von überhitztem Plasma, das sich äußer bis zu mehrere Millionen Kilometer ausstrecken kann. Die Existenz einer Korona scheint, von einer convective Zone in den Außenschichten des Sterns abhängig zu sein. Trotz seiner hohen Temperatur strahlt die Korona sehr wenig Licht aus. Das Korona-Gebiet der Sonne ist normalerweise nur während einer Sonneneklipse sichtbar.

Von der Korona breitet sich ein Sternwind von Plasmapartikeln äußer vom Stern aus, sich fortpflanzend, bis es mit dem interstellaren Medium aufeinander wirkt. Für die Sonne streckt sich der Einfluss seines Sonnenwinds überall im Gebiet in der Form von der Luftblase des heliosphere aus.

Kernfusionsreaktionspfade

Eine Vielfalt von verschiedenen Kernfusionsreaktionen findet innerhalb der Kerne von Sternen, abhängig von ihrer Masse und Zusammensetzung als ein Teil von stellarem nucleosynthesis statt. Die Nettomasse der verschmolzenen Atomkerne ist kleiner als die Summe der Bestandteile. Diese verlorene Masse wird als elektromagnetische Energie, gemäß der Massenenergie-Gleichwertigkeitsbeziehung E = mc veröffentlicht.

Der Wasserstofffusionsprozess ist temperaturabhängig, so wird eine gemäßigte Zunahme in der Kerntemperatur auf eine bedeutende Zunahme in der Fusionsrate hinauslaufen. Infolgedessen ändert sich die Kerntemperatur von Hauptfolge-Sternen nur von 4 Millionen kelvin für eine kleine M Klassenstern zu 40 Millionen kelvin für einen massiven O-Klassenstern.

An der Sonne, mit einem 10-million-kelvin Kern, brennt Wasserstoff durch, um Helium in der Protonenproton-Kettenreaktion zu bilden:

:4H  2H + 2e + 2ν (4.0 MeV + 1.0 MeV)

:2H + 2H  2He + 2γ (5.5 MeV)

:2He  Er + 2H (12.9 MeV)

Diese Reaktionen laufen auf die gesamte Reaktion hinaus:

:4H  Er + 2e + 2γ + 2ν (26.7 MeV)

wo e ein Positron ist, ist γ ein Gammastrahl-Foton, ν ist ein Neutrino und H, und Er ist Isotope von Wasserstoff und Helium beziehungsweise. Die durch diese Reaktion veröffentlichte Energie ist in Millionen von Elektronvolt, der wirklich nur ein winzige Betrag der Energie ist. Jedoch kommen riesige Mengen dieser Reaktionen ständig vor, die ganze Energie erzeugend, die notwendig ist, um die Strahlenproduktion des Sterns zu stützen.

In massiveren Sternen wird Helium in einem Zyklus von Reaktionen erzeugt, die durch Kohlenstoff — der Zyklus des Stickstoff-Sauerstoffes des Kohlenstoff katalysiert sind.

In entwickelten Sternen mit Kernen an 100 Millionen kelvin und Massen zwischen 0.5 und 10 Sonnenmassen kann Helium in Kohlenstoff im Prozess des dreifachen Alphas umgestaltet werden, der das Zwischenelement-Beryllium verwendet:

:He + Er + 92 keV , Sein

:He +, + 67 keV  C Sein

:C  C + γ + 7.4 MeV

Für eine gesamte Reaktion:

:3He  C + γ + 7.2 MeV

In massiven Sternen können schwerere Elemente auch in einem Zusammenziehen-Kern durch den Neonbrennen-Prozess und Sauerstoff-Brennen-Prozess verbrannt werden. Die Endbühne im Sternnucleosynthesis-Prozess ist der Silikonbrennen-Prozess, der auf die Produktion des stabilen Isotop-Eisens 56 hinausläuft. Fusion kann noch weiter außer durch einen Endothermic-Prozess nicht weitergehen, und so weitere Energie kann nur durch den Gravitationskollaps erzeugt werden.

Das Beispiel zeigt unten die für einen Stern von 20 Sonnenmassen erforderliche Zeitdauer, ganzen seinen Kernbrennstoff zu verbrauchen. Als eine O-Klasse Hauptfolge-Stern würde es 8mal der Sonnenradius und 62,000mal die Lichtstärke der Sonne sein.

Siehe auch

• Listen von Sternen
• Liste von größten Sternen
• Liste von sternzusammenhängenden Themen
• Sternuhr
• Sternuhren
• Sternzählung
• Sterne und planetarische Systeme in der Fiktion
• Sternastronomie
• Sterndynamik
• Blinken-Blinken wenig Stern (Kinderlied)

Weiterführende Literatur

Links

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