Was sind die unterschiedlichen Größen von Sternen?

Die Größen der Sterne sind im Hertzsprung-Russell-Diagramm aufgetragen. Die Größen reichen vom Superriesen bis zum Braunen Zwerg. Die Wahrnehmung der Größe eines Sterns kann auch durch die Nähe und Helligkeit des Sterns beeinflusst werden. Einfach ausgedrückt könnte ein Weißer Zwerg in der Nähe heller erscheinen als ein entfernter roter Superriese. Es gibt auch unzählige andere Faktoren, die unsere Wahrnehmung der Größe eines Sterns beeinflussen, und Astronomen suchen und entdecken sie ständig.

Die Sterne, die als Superriesen bekannt sind, sind leuchtende Sterne mit einer mehr als 10-fach höheren Masse als die unserer Sonne und haben begonnen zu zerfallen. Bei diesen Sternen ziehen sich die Kerne zusammen, erhitzen und feuern, um das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verschmelzen. Wenn sich diese Sterne ausdehnen, nähern sie sich der Größe der Umlaufbahnen der äußeren Planeten an. Wenn das passiert, werden sie zu roten Superriesen. Wenn der Stern zerfällt, komprimiert sich das Kohlenstoff-Sauerstoff-Gemisch im Kern und erhitzt sich zu einem Gemisch aus Neon, Magnesium und Sauerstoff. Wasserstoff- und Helium-Fusion bewegen sich heraus und bilden verschachtelte Schalen um den Kern herum. Wenn die Kohlenstofffusion ausstirbt, wandert auch die verbleibende Mischung aus Neon, Magnesium und Sauerstoff in eine Hülle. Rote Superriesen können sich auch zusammenziehen, erhitzen und blaue Superriesen bilden.

Riesensterne beginnen mit einer Masse von etwa dem 0,8- bis etwa 10-fachen der Sonnenmasse unserer Sonne. Während sie sich entwickeln, geht der Brennstoff im Kern aus und der Heliumkern zieht sich zusammen, erwärmt sich und dehnt sich dann aus, um eine Hülle um den alten Kern zu bilden. Wenn das passiert, wird der Stern heller und dehnt sich aus, und der Stern wird zu einem roten Riesen.

Weiße Zwergsterne der Hauptreihenfolge stehen wie unsere Sonne im Zentrum ihrer Entwicklung. In dieser Phase verschmilzt das Helium im Kern zu Wasserstoff. Diese Sterne haben eine Masse von 75 bis 120 Prozent der Masse unserer Sonne. Hauptreihensterne dehnen sich zu Riesen- oder Superriesensternen aus, wenn der Kernwasserstoff ausgeht. Dieser Verlauf, der als Sonnenevolution bezeichnet wird, variiert stark in der Zeitspanne. Je höher die Masse des Sterns ist, desto kürzer ist der Evolutionszyklus, denn massereichere Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff-Brennstoff viel schneller als masseärmere Sterne. Dieser Prozess kann bei massereichen Sternen nur 2 Millionen Jahre dauern. Sterne mit geringerer Masse können 3 bis 12 Milliarden Jahre dauern, ungefähr die gleiche Zeitspanne, die für die Galaxie projiziert wird.

Braune Zwergsterne haben nicht genug Masse, um den vollständigen Kernfusionsprozess und den Übergang von der Hauptreihe zu Riesen- oder Superriesensternen durchzuführen. Wenn ihre Masse zwischen 12 Jupiter-Massen und 78 Jupiter-Massen liegt, verschmelzen sie Deuterium, das ist schwerer Wasserstoff mit einem zusätzlichen Neutron, zu Helium. Sind sie kleiner als 13 Jupitermassen, hört die Fusion ganz auf.