Deneb
Deneb – Ein Sternengigant im Sternbild Schwan

Möchte man einem Stern auf die Pelle rücken, um etwas von seiner Lebensweise zu erfahren, kann man das leider nicht mit einem Raumschiff tun. Dazu sind die Sterne viel zu weit entfernt. Mit unseren Raumkapseln währen wir zigtausende Jahre unterwegs, um gerade erst einmal die Nachbarsterne unserer Sonne zu erkunden. Doch zu Glück hilft hier die Wissenschaft auf eine andere Art und Weise weiter…

Was wir hier von der Erde von den Sternen sehen, sind ihre Farben und ihre scheinbaren Helligkeiten. Die Farbe ist tatsächlich ein charakteristisches Merkmal eines Sterns. Sie sagt etwas über seine Oberflächentemperatur aus. Denn je blauer ein Stern strahlt, desto heißer ist seine Oberfläche und je röter er strahlt desto kühler ist er.

Doch wie stark strahlt so ein Stern? Mit wieviel ‚Watt‘?

Um diese Frage zu klären, haben wir zunächst nur die scheinbare Helligkeit eines Sterns zur Hand. Doch die sagt nichts über seine tatsächliche Größe aus; denn ein uns hell erstrahlender Stern braucht nicht unbedingt ein Riese zu sein; er kann ebensogut uns sehr nahe stehen und damit nur heller erscheinen, als er im Vergleich zu anderen Sternen tatsächlich vorgibt. Anders herum kann ein sehr dunkel erscheinender Stern ein wahrer Gigant sein; er ist allerdings so weit von uns entfernt, dass wir nur noch wenig von seiner Strahlung abbekommen.

Das Problem ließe sich lösen, wenn man gleichzeitig wüsste, wie weit der Stern von uns entfernt ist. Dies ist eine weitere Zusatzinformation. Denn wenn wir seine Entfernung messen könnten und gleichzeitig seine scheinbare Helligkeit; so können wir relativ einfach ausrechnen, wie stark so ein Stern tatsächlich strahlt – z.B. im Vergleich zur Sonne.

Doch wie kommt man an diese Information?

Um die Entfernung von Sternen zu bestimmen, gibt es mehrere Verfahren. Die einfachste Möglichkeit ist, das man sich den Jahres-Parallaxeneffekt zu Nutze macht: Denn ein uns naher Stern wird während eines halben Umlaufes um die Sonne von der Erde von zwei Perspektiven betrachtet (vorausgesetzt, der Stern selbst bewegt sich nicht). Für einen Beobachter auf der Erde sieht es so aus, als ob der Stern vor dem fernen Sternenhintergrund im Laufe des Jahres eine winzig kleine Ellipse dreht. Dies funktioniert natürlich nur für Sterne, die möglichst hoch über der Ebene stehen, auf der die Erde um die Sonne kreist (die Ekliptik). Aus der winzig kleinen Positionsänderung, angegeben in Milli-Bogensekunden, kann man nun tatsächlich ausrechnen, wie weit der Stern von uns entfernt ist.

Bestimmung der Sternentfernung
Bestimmung der Entfernung eines nahen Sterns mittels Parallaxeneffekt

Das oben beschriebene Verfahren funktioniert allerdings nur für Sterne, die nicht allzuweit von uns entfernt sind. Für größere Entfernungen (z.B. zu Sternen in tausenden Lichtjahren Entfernung, zu Kugelsternhaufen und Galaxien) müssen andere Verfahren herangezogen werden, auf die hier nicht näher eingegangen werden soll.

Hat man schlussendlich die Entfernung zu einem nahen Stern mit Hilfe des obigen Parallaxen-Verfahrens bestimmt, so lässt sich tatsächlich bestimmen, wie hoch seine absolute Strahlungsleistung ist und -sogar – wie der Stern funktioniert; d.h. wie er aufgebaut ist.

Was in einem Stern passiert – einfach erklärt

Die weitaus meisten Sterne ‚verbrennen‘ in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium. Dabei ist keine Verbrennung im chemischen Sinne gemeint, denn bei der Verbrennung von Wasserstoff entsteht nämlich Wasser! Vielmehr werden unter den gewaltigen Drücken und Temperaturen im Inneren der Sterne die Atomkerne von jeweils vier Wasserstoff-Atomkernen (Protonen) zu Heliumkernen verbacken.

Dabei wird eine große Menge an Energie freigesetzt, denn ein Heliumkern ist leichter als die Summe der Massen von vier Protonen (Wasserstoffatomkerne). Dieser Massenunterschied wird in pure Strahlungsenergie verwandelt und heizt das Sterninnere gewaltig auf. Es entstehen bei diesem Prozess Antineutrinos und extrem energiereiche Gammastrahlung (eine extrem harte Röntgenstrahlung). Die harte Strahlung verhält sich eher wie ein Teilchenschauer, nicht mehr wie eine sanfte elektromagnetische Welle. Diese ‚Strahlungsteilchen‘ werden auch Gammaquanten genannnt. Währen die Antineutrinos die Sonne fast ohne Widerstand durchqueren und sich in den Weltraum verflüchtigen, stoßen die Gammaquanten mit der umgebenden Materie ständig zusammen und verlieren bei jedem Zusammenprall Energie. Daduch werden sie ‚weicher‘ und ihre Frequenz fällt von Stoß zu Stoß immer weiter ab.

Die Gammaquanten sind regelrecht von der Sternmaterie (einem Plasma) umzingelt, so dass sie – obwohl sie mit Lichtgeschwindigkeit unterwegs sind – mindestens 170.000 Jahre umhergestoßen werden, ehe sie sich vom Kern bis zur Sonnenoberfläche vorgearbeitet haben. Erst dann können sie in den Weltraum entweichen. Allerdings sind die ursprunglichen Gammaquanten durch die vielen Stöße schon so lädiert, dass sie nur noch eine geringe Frequenz besitzen. Sie sind nun hauptsächlich im sichtbaren Bereich, vornehmlich im gelben, unterwegs.

Wir sehen deswegen unsere Sonne in einem gelblichen Farbton leuchten (und auch in noch kleineren Frequenzen, z.B. Wärmestrahlung). Zum Glück müsste man sagen, denn würden die Kernfusions-Gammaquanten direkt die Sonne verlassen können, wäre hier auf der Erde vermutlich kein Leben möglich.