Ein Stern ist eine Gaskugel, in der die kontrahierende Wirkung der Schwerkraft mit dem auseinander treibenden inneren Druck im Gleichgewicht steht. Dabei ist die Ursache des inneren Druckes vorerst offen. In leuchtenden Sternen wird der Druck durch die während der Kernfusion vorhandenen hohen inneren Temperatur bestimmt (Gasdruck; ideales Gas). Das Auftreten der Kernfusion erfordert eine hohe Temperatur, aber gleichzeitig liefert die Kernfusion die Energie für die hohe Temperatur. Das Wegströmen der Energie aus dem Zentrum Richtung Oberfläche bedeutet einen dauerhaften Energieverlust, der aber durch die Kernfusion kompensiert wird.
Die Stabilität eines Sterns wird durch die Thermostatwirkung der Kernfusion reguliert: Bei zu hohen Fusionsraten steigt die innere Temperatur an, so dass sich das Innere ausdehnt und dadurch abkühlt, was wiederum die Fusionsrate verringert.
Gravitation, innerer Gasdruck und Temperatur, und die Kernfusion mit Energieproduktion sind im Normalfall mit der Abstrahlung (durch die Atmosphäre) im Gleichgewicht.
Die Beschreibung der Bilanzbedingungen erfordert vier Gleichungen:
1. Gleichung mit hydrostatischer Bilanz
2. Verhalten des Gases, im Normalfall als ein "ideales Gas"
3. Gleichung zur Beschreibung der Energieproduktion
4. Gleichung zur Beschreibung des Energietransports
Die genannten Gleichungen sind an sich einfach, aber dennoch kompliziert,
da alle Prozesse von den aktuellen Bedingungen des Gases abhängen.
Es handelt sich um:
-> die Abhängigkeit von der Temperatur
= der Ionisationsstruktur
(mittlere Teilchenmasse; Absorptionseigenschaften wegen Opazität) und
= der Kernfusion (Fusionsraten hängen von der Temperatur ab),
->
die Abhängigkeit von der chemischen Zusammensetzung
(Absorptionseigenschaften und Opazität; Fusion braucht Brennmaterial).
->
Die Abhängigkeit des Verhaltens des Gases von Temperatur und Dichte:
Unter extremen Bedingungen wird das Gas "entartet" und
benimmt sich nicht mehr wie ein ideales Gas.
-> Die
Abhängigkeit des Energietransports von dem Temperaturgradienten
(normalerweise Energietransport durch Strahlung;
bei steilem Gradienten gibt es Konvektion,
die Energie wird sehr viel effizienter transportiert).
Sterne kommen in den dichten Gaswolken der galaktischen Scheibe zustande. Vorbedingung ist, dass die Wolke ausreichend dicht wird. Die dafür relevanten Prozesse sind Kühlung durch Abstrahlung und die Bildung von Molekülen.
Die Sternentwicklung kann in drei Hauptphasen eingeteilt werden.
Die Dauer des Hauptreihenstadiums wird bestimmt durch
die Leuchtkraft L, und die Menge an
Brennstof M (in der Praxis nur etwa 12% der Masse).
Die Hauptreihenlebenszeit dauert daher
tHR proprtional zu M / L
(länger bei mehr Brennstoff, kürzer bei grösserer Leuchtkraft).
Da aber grobweg L proportional zu M3 ist,
kann man die Hauptreihenlebenszeit angeben als etwa
tHR proportional zu 1 / M2.
Durch die Fusion wird das mittlere Molekulargewicht im Zentrum langsam größer. Dies führt zu mässigem Schrumpfen des Kerns und einer Erhöhung der Zentraltemperatur mit dazugehörigem Anstieg der Energieproduktion.
Das Ende des Hauptreihenstadiums ist die Zündung des Wasserstoffs in der Schale unmittelbar um den Zentralbereich voller He. Der Stern hat nun eine Energiequelle näher zur Oberfläche (aber noch immer tief im Stern) und deswegen einen steileren Temperaturgradienten nach aussen, wodurch Konvektion auftritt mit effizienterem Energietransport. Die Hülle (Oberfläche) des Sterns verkraftet dies nur, wenn sie sich ausdehnt. Der Stern wird zu einem Roten Riesen.
Je nach Anfangsmasse sind die Spätstadien (Msun = 1 Sonnenmasse)
Die Entwicklung von Sternen in Doppelsystemen liefert noch weitere interessante Typen und Phänomene.
Anmerkung: Die hier skizzierten Entwicklungsvorgänge sind vereinfacht wiedergegeben. Zu jedem Schritt in der Sternentwicklung gibt es viele Variationen, die immer durch die Masse des jeweiligen Sterns bedingt sind. Alle solche Einzelheiten wurden in der oberen einfachen Darstellung weggelassen. Sie sollen in der Vorlesung "Stars and Stellar Evolution" behandelt werden.