Die Farbe eines Sterns gibt Auskunft über seine Temperatur, und diese Temperatur hängt von einer Kombination aus seiner Masse und der Entwicklungsphase, in der er sich befindet, ab. Es ist im allgemeinen auch möglich die Luminosität, d.h. die Energie, die er als Licht und Wärme abstrahlt, abzuleiten.

Alle Sterne, die man mit unbewaffnetem Auge sehen kann, gehören zu unserer Galaxis, der Milchstraße. Diese Ansammlung von Sternen und interstellarer Materie enthält ungefähr 100 Milliarden Sterne in einer flachen Scheibe, die in einen runderen Halo eingebettet ist. Die Gravitation hält die Sterne davon ab davonzudriften, und die Bewegung der Sterne sorgt dafür, daß die Galaxis nicht in sich zusammenfällt. Es gibt keine klare Grenze der Milchstraße, sondern die Verteilung der Sterne wird mit zunehmender Entfernung vom galaktischen Zentrum immer dünner. Der Sloan Digital Sky Survey (SDSS) macht Sterne ausfindig, die millionenfach schwächer leuchten als solche, die man mit bloßem Auge erkennen kann. Das reicht aus, die großrämige Struktur der Milchstraße zu untersuchen.

Sternfarben und Luminositäten: Das H-R Diagramm

Astronomen unterteilen weiterhin jeden Buchstaben in zehn Kategorien von 0 bis 9, wobei 0 die heißesten Sterne einer Spektralklasse kennzeichnet und 9 die kühlsten. Das bedeutet, daß ein B1 Stern heißer ist als ein B2 Stern und ein B9 Stern ist ein wenig heißer als ein A0 Stern. Unsere Sonne befindet sich am "heißen" Ende der G-Spektralklasse mit einer Oberflächentemperatur von 5.770° K, weshalb sie als G2 Stern bezeichnet wird. So haben wir eine sehr einfache Art die meisten Sterne zu beschreiben - von den heißesten mit über 25.000° K bis zu den kühlsten Sternen mit bis zu unter 1.000° K, die eigentlich schon keine richtigen Sterne mehr sind. Jeder Spektraltyp eines Sterns ist mit einer sehr spezifischen Farbe verbunden: G Sterne wie die Sonne sind gelb, M Sterne erscheinen rot und B Sterne bläulich. Auf diese Weise erfahren wir aus dem Benennungssystem, wo sich ein Stern auf der horizontalen Achse (Temperatur oder Farbe) im H-R Diagramm befindet.

Es gibt ein entsprechendes System, das uns ungefähr zeigt, wo auf der vertikalen Achse (Luminosität) sich ein Stern befindet. Diese System verwendet römische Zahlen. Die I steht für die hellsten Sterne (Überriesen) und die V für weniger helle Sterne (Hauptreihe). Die folgende Tabelle gibt einen Überblick über die vollständige Klassifikation.

Temperatur/ Spektralklassen					Luminositätsklassen
Name	Temp (°K)				Klasse	Sterntyp
O	>25.000				I	Überriesen
B	11.000-25.000				II	Helle Riesen
A	7.500-11.000				III	Riesen
F	6.000-7.500				IV	Unterriesen
G	5.000-6.000				V	Hauptreihe, Zwerge
K	3.500-5.000				VI	Unterzwerge
M	2.200-3.500				VII	Weiße Zwerge
L	1.600-2.200
T	<1.600		Eine schematische Darstellung des H-R-Diagramms.

Sternentwicklung

Sterne sind keine statischen Objekte. In dem Maß, in dem Brennstoff in Kernreaktionen verbraucht wird, entwickeln sich Struktur und Zusammensetzung eines Sterns, was die Farbe und Luminosität beeinflußt. In diesem Sinn zeigt das H-R-Diagramm nicht nur die Farben und Luminositäten vieler Sterne, sondern es zeigt diese Sterne in verschiedenen Phasen ihrer Entwicklungsgeschichte.

Alle Hauptreihensterne sind heiß genug, in ihrem Inneren 4 Wasserstoffatome zu einem Heliumatom zu verschmelzen. Dieses Heliumatom ist 0,7% leichter als die 4 Wasserstoffatome. Diese verlorene Masse ist in Energie umgewandelt worden, die die Helligkeit des Sterns erzeugt. Über Millionen und Milliarden von Jahren sammelt sich das erzeugte Helium im Kern an, und wenn genügend Helium vorhanden ist, kann es ebenfalls an Kernreaktionen teilnehmen. Nur werden nun 3 Heliumatome zu einem Kohlenstoffatom verschmolzen. Diese zweite Kernreaktion kann nur stattfinden, wenn das Sterninnere eine viel höhere Temperatur erreicht. Das heißere Innere führt dazu, daß sich die Oberfläche des Sterns auf einen Umfang ausdehnt, der viel größer ist als zu der Zeit, als sich der Stern auf der Hauptreihe befand. Obwohl der Kern des Sterns heißer ist als vorher, ist die Oberfläche nun kühler, was den Stern roter macht. So bewegt sich der Stern mit der Zeit von der Hauptreihe in das Gebiet der Roten Riesen im H-R-Diagramm.

Diese Entwicklung weg von der Hauptreihe geschieht zu verschiedenen Zeiten für verschiedene Sterne. Sterne, die sehr massereich und heiß sind, wie O Sterne bewegen sich in nur 10 Millionen Jahren von der Hauptreihe weg. Kühlere und leichtere Sterne wie unsere Sonne brauchen 10 Milliarden Jahre, um von der Hauptreihe "abzubiegen". Diese Verhalten stellt eine Möglichkeit dar, zu messen wie alt eine Sterngruppe, beispielsweise ein Kugelsternhaufen, ist - man macht einfach ein H-R-Diagramm für die Sterne und sieht, welche Sterne sich von der Hauptreihe wegentwickelt haben.

Schließlich ist das gesamte Helium im Kern des Sterns aufgebraucht. Was an diesem Punkt als nächstes geschieht, hängt von der Masse des Sterns ab. Die massereichsten Sterne, d.h. über 6 bis 8 Sonnenmassen, erzeugen genügend Druck in ihrem Inneren, um mit der Verschmelzung von Kohlenstoff zu beginnen. Ist der aufgebraucht, explodieren die Sterne als Supernovae, die einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurücklassen. Leichtere Sterne brennen einfach aus, stoßen ihre äußeren Schichten in schöne Planetare Nebel ab und hinterlassen den Kern als heißen Weißen Zwerg. Diese Sternüberreste befinden sich in der linken unteren Ecke des H-R-Diagramms, einem kosmischen Friedhof für verblichene Sterne.

Ein H-R-Diagramm, das den Entwicklungweg eines Sterns ähnlich unserer Sonne zeigt.

Nebel

Anfänglich bezeichnete das Wort "Nebel" fast alle ausgedehnten astronomischen Objekte, ausgenommen Planeten und Kometen. Die etymologische Wurzel von "Nebel" bedeutet "Wolke". Bevor Astronomen wußten, daß Galaxien tatsächlich weit entfernte Ansammlungen von Sternen sind, wurden auch Galaxien wegen ihrer verschwommenen Erscheinung so bezeichnet. Heute ist das Wort Nebel für Objekte reserviert, die hauptsächlich aus Gas und Staub bestehen. Nebel gibt es in vielen Formen und Größen, und sie entstehen in mannigfaltigen Prozessen. Sterne entstehen aus großen Gas- und Staubwolken. Sind die Sterne in einem solchen Gebiet einmal entstanden, beleuchten die Sterne die Wolke und machen sie so für uns sichtbar. Sternentstehungsgebiete sind Gegenden von Emissions- und Reflexionsnebeln, wie dem berühmten Orion-Nebel. Emissionsnebel sind Wolken hoher Temperatur, deren Atome durch ultraviolettes Licht naher Sterne angeregt werden und Strahlung emittieren, wenn die Atome in niedrigere energetische Zustände zurückfallen. Das Prinzip ist dem der Neonröhre sehr ähnlich. Diese Nebel sind gewöhnlich rot, da die vorherrschende Emissionslinie des Wasserstoff im roten Wellenlängenbereich liegt. Andere Atome erzeugen andere Farben, aber Wasserstoff ist das bei weitem häufigste Element. Reflexionsnebel sind Staubwolken, die das Licht naher Sterne reflektieren. Sie sind gewöhnlich blau, da die Streuung für blaues Licht am wirksamsten ist. Reflexions- und Emissionsnebel sieht man oft zusammen, und sie werden manchmal als diffuse Nebel bezeichnet. Manche Sternentstehungsgebiete können so dicht oder groß sein, daß kein Licht sie durchdringen kann. Nicht überraschend nennt man diese Gebiete Dunkelwolken.

Andere Nebel sind das Ergebnis des Todes von Sternen. Ein Planetarer Nebel entsteht, wenn ein Stern sich nicht mehr durch Fusionsreaktionen in seinem Kern selbst erhalten kann. Die Schwerkraft des Materials im äußeren Teil des Sterns fordert ihren Tribut von der Struktur des Sterns und zwingt die inneren Teile, sich zusammenzuziehen und aufzuheizen. Das heiße Zentralgebiet treibt die äußere Hälfte in einem steifen Sternenwind, der einige tausend Jahre anhält, davon. Wenn dieser Prozeß vollendet ist, ist der verbleibende Kern unbedeckt und heizt die nun entfernten Gase und läßt sie leuchten. Es wird geschätzt, daß es ungefähr 10.000 Planetare Nebel in unserer Milchstraße gibt, d.h. sie sind eine relativ verbreitete, wenn auch kurzlebige (25.000 Jahre), Phase im Lebenszyklus eines Sterns. Trotz des Namens haben diese Objekte nichts mit Planeten zu tun: Der Name kommt von frühen Beobachtungen mit kleinen Teleskopen, als diese formlosen Klumpen wie Planeten aussahen.

Der Tod eines massereichen Sterns, d.h. ein Stern, der einen Überrest von mehr als 1,4 Sonnenmassen zurückläßt, hinterläßt einen Supernovarest. Wenn ein solcher Stern am Ende seines Lebens kollabiert, ereignet sich eine Supernova. Eine gewaltige Schockwelle läuft mit hoher Geschwindigkeit durch den Stern und bläst verschiedene Lagen des Sterns in den Weltraum, so daß ein Kern aus Neutronen und eine Materieschale, die als Supernovarest bezeichnet wird, übrigbleiben. Dieser Massenauswurf ist wesentlich gewaltiger als der bei Planetaren Nebeln, der das Ende eines massearmen Sterns markiert. In der Nähe des Zentrums des Überrestes emittieren Elektronen Synchrotron-Strahlung, während sie mit relativistischen Geschwindigkeiten im Magnetfeld des Neutronensterns Spiralbahnen beschreiben. Der ultraviolette Teil des Strahlung kann die äußeren Filamente des Nebels ionisieren. Zusätzlich nimmt die ausgeworfene Materie umgebendes Gas und Staub auf und produziert eine Schockwelle, die das Gas, das nur eine geringe Dichte hat, aber sehr heiß (bis zu 1.000.000 K) ist, anregt und ionisiert. Der berühmteste Supernovaüberrest ist der Krebs-Nebel im Sternbild Stier. Das Licht aus dem Kern entsteht durch Synchrotronstrahlung, während es in den äußeren Bereichen viele Emissionslinien gibt, darunter das rote Leuchten des Wasserstoffs.

Braune Zwerge

Spektrum zweier SDSS Brauner Zwerge (T-Sterne), verglichen mit dem ersten entdeckten Braunen Zwerg, Gliese 229B. Absorption durch Methan (CH4) ist erkennbar.

Zusätzlich zu normalen Sternen und Nebeln gibt es "fehlgeschlagene" Sterne, die auch Braune Zwerge genannt werden. Diese Gaskugeln sind nicht massereich genug, um in ihrem Inneren Fusionsreaktionen zu zünden, was bedeutet, daß ihr Energieausstoß ausschließlich von der Gravitation erzeugt wird. Obwohl sehr lange Zeit über ihre Existenz theoretisiert wurde, wurden sie erst in den letzten 5 Jahren entdeckt, weil sie sehr leuchtschwach und sehr rot sind, da sie relativ kühl sind. Die masseärmsten Braunen Zwerge sind Jupiter sehr ähnlich, da sie Absorption durch Methan in ihren Spektren aufweisen. Die letzten beiden Buchstaben in der Temperatur-Klassifikation für Sterne, L und T, wurden kürzlich aufgenommen, um diese fehlgeschlagenen Sterne zu beschreiben. Der SDSS in Kombination mit nah-infrarot Nachfolgestudien war sehr effektiv darin, diese Objekte zu finden, da er ein großes Himmelsgebiet abdeckt, recht leuchtschwache Objekte entdecken kann und einen sehr roten Filter (z') verwendet. Braune Zwerge sind aus zwei Gründen sehr interessant: erstens erfahren wir durch sie von den Bedingungen der Sternentstehung (Wie schwer ist das massärmste Objekt, das sich unabhängig bilden kann?) und zweitens weil sie zur Lösung der fehlenden Materie (Dunkle Materie) in unserer Milchstraße beitragen.