Die meisten Dinge, die man am Nachthimmel sehen kann sind Sterne: ein paar Tausend sind für das bloße Auge sichtbar. Ein Stern ist ein heißer Ball aus hauptsächlich Wasserstoffgas; die Sonne ist ein Beispiel für einen typischen, gewöhnlichen Stern. Die Schwerkraft verhindert, dass das Gas ins All verdampft, und der Druck, der aufgrund der großen Temperatur und Dichte des Sterns entsteht, hält den Ball vom Schrumpfen ab. Im Inneren des Sterns sind die Temperatur und Dichte groß genug, um Reaktionen von Kernverschmelzungen aufrecht zu erhalten. Die Energie, die von diesen Reaktionen erzeugt wird, arbeitet sich ihren Weg an die Oberfläche des Sterns und strahlt ins All als Wärme und Licht ab. Wenn der Treibstoff für die Fusionsreaktionen verbraucht ist, ändert sich die Struktur des Sterns. Der Vorgang schwerere Elemente aus leichteren mithilfe von Kernreaktionen zu erzeugen, und die innere Struktur abzustimmen, um Schwerkraft und Druck auszugleichen, wird Sternenevolution genannt.

Durch ein Teleskop auf einen Stern zu schauen kann uns viel über seine wichtigen Eigenschaften verraten. Die Farbe des Sterns zeigt uns dessen Temperatur an, und die Temperatur hängt zusammen mit einer Kombination aus der Sternenmasse und der Evolutionsphase. Für gewöhnlich ermöglichen uns Beobachtungen auch die Leuchtkraft des Sterns, oder die Rate zu erfassen, mit der er Energie als Wärme und Licht ausstrahlt.

Alle Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind, befinden sich in unserer Galaxie, der Milchstraße. Diese ist ein System von grob 100 Milliarden Sternen, zusammen mit einem großen Anteil interstellarer Materie. Die Galaxie hat die Form einer abgeflachten Scheibe, eingelassen in einen runden undeutlichen Hof. Die Schwerkraft verhindert, dass die Sterne weg treiben, und die Bewegungen der Sterne verhindern, dass das System in sich zusammen fällt. Die Milchstraße hat keine eindeutige Grenze - die Verteilung der Sterne läuft, mit zunehmender Entfernung vom Mittelpunkt, schrittweise spitz zusammen. Die SDSS erfasst Sterne eine millionmal feiner, als man sie mit bloßem Auge sehen kann, das ist weit genug, um die äußere Struktur der Milchstraße zu erkennen.

Sternfarben und Leuchtkräfte: Das H-R Diagramm

Astronomen machen oft eine graphische Darstellung vom Vergleich der Leuchtkraft der Sterne mit ihren Farben. Die ersten dieser Karten wurden im frühen 20. Jahrhundert angefertigt, als Astronomen die Spektren von Tausenden von Sternen nahmen, und sie dann in eine Sequenz nach der Erscheinung von bestimmten Eigenschaften einordneten. Die Sternenklassen wurden mit verschiedene Buchstaben bezeichnet; nach sinkenden Temperaturen geordnet, lauten sie OBAFGKMLT. Die heißesten Sterne sind die Klasse O, wohingegen die Kältesten die Klasse T sind. Die zwei Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel fingen unabhängig voneinander an sich zu fragen, was passieren würde, wenn sie die Leuchtkraft der Sterne mit ihren spektralen Klassifikationen (oder alternativ mit ihren Temperaturen) vergleichen würden. Sie wussten, dass einige Sterne heißer und strahlender als die Sonne waren, und andere wiederum kälter und weniger leuchtend. Hertzsprung und Russel entdeckten, dass 90% der Sterne in einen kleinen Bereich fielen, den sie die "Hauptreihe" nannten. Heute nennen wir diese Art der Darstellung ein Hertzsprung-Russel (oder H-R) Diagramm.

Zudem unterteilen Astronomen jeden Buchstaben in 10 Kategorien von 0 bis 9, wobei 0 der heißeste Stern in dieser Spektralklasse ist, und 9 der Kälteste. Also ist ein B1 Stern heißer als ein B2 Stern, und ein B9 Stern ist heißer als ein A0 Stern. Unsere eigene Sonne ist am "heißen" Ende des G Ranges, mit einer Oberflächentemperatur von 5,770° K; deswegen wird sie als G2 Stern bezeichnet.

Spektralklassen ermöglichen es uns auf eine geeignete Weise die meisten Sternentypen zu bezeichnen - von O0, den heißesten Sternen, mit einer Wärme von über 25,000° K, bis zu den kühlsten Sternen, mit einer Temperatur von 1,000° K. Jede Spektralgattung der Sterne wird mit einer bezeichnenden Farbe verknüpft: alle G-typischen Sterne, wie die Sonne, sind gelb, alle M-typischen Sterne scheinen rot, und alle B-typischen Sterne sind bläulich. Folglich erfahren wir aus diesem System von Buchstaben und Zahlen, wo sich ein Stern auf der horizontalen Achse (Farbe oder Temperatur) des H-R Diagramms befindet.

Zwei alternative Systeme sagen uns, wo ungefähr ein Stern auf der vertikalen Achse (Leuchtkraft) gefunden werden kann. Ein System verwendet eine absolute Größenordnung, eine Messung der Leuchtkraft, die sich aus der sichtbaren Stärke oder Helligkeit des Sterns, von der Erde aus gesehen, ableitet. Das andere System verwendet römische Zahlen, wobei die kleinste Ziffer (I) für die allerhellsten Sterne (Überriesen) steht, und die größte Ziffer (V) für die Sterne, die am schwächsten leuchten (Hauptreihe).

Die nachfolgende Tabelle zeigt die vollständige Klassifikation der Spektralklassen und der Leuchtstärken an. Das untere Bild beschreibt ein H-R Diagramm für ungefähr hundert typische Sterne. Die Achse am unteren Ende des Bildes zeigt die Spektralklassen an; die obere Achse stellt die Temperatur in Kelvin dar. Die linke Achse beschreibt die Leuchtkraft im Vergleich zur Leuchtstärke der Sonne (eine "10" bedeutet, dass der Stern zehnmal heller strahlt als die Sonne); die rechte Achse zeigt die absolute Größenordnung an.

Temperatur/ Spektralklassen					Leuchtkraftklassen
Name	Temp (°K)				Klasse	Sterntyp
O	>25,000				I	Überriese
B	11,000-25,000				II	Heller Riese
A	7,500-11,000				III	Riese
F	6,000-7,500				IV	Unterriese
G	5,000-6,000				V	Hauptreihe, Zwerg
K	3,500-5,000				VI	Unterzwerg
M	2,200-3,500				VII	Weißer Zwerg
L	1,600-2,200
T	<1,600		Eine schematische Darstellung des H-R Diagramms.

Die Sternenevolution

Sterne sind keine statischen Objekte. Während ein Stern durch die Kernreaktionen Brennmaterial verbraucht, ändert sich seine Struktur und sein Aufbau, was seine Farbe und Leuchtstärke beeinflusst. Demzufolge zeigt uns das H-R Diagramm nicht bloß die Farben und Leuchtkräfte vieler Sterne an, sondern zeigt die Sterne in verschiedenen Phasen ihrer Entwicklungsgeschichte.

Alle Sterne der Hauptreihe haben einen Kern, der so heiß ist, um vier Wasserstoffatome in ein Heliumatom zu verschmelzen, und dieses eine Heliumatom ist um 0,7% leichter als alle 4 Wasserstoffatome zusammen. Die verloren gegangene Masse wird in Energie umgewandelt, welche freigegeben wird und für die Leuchtkraft des Sternes sorgt. Jedoch sammelt sich das restliche Helium über Milliarden von Jahren im Sternenkern. Hat sich genug Helium angehäuft, kann es sich ebenso Kernreaktionen unterziehen. In dieser Reaktion werden drei Heliumatome zu einem Kohlenstoffatom umgeformt. Die Helium verbrauchende Kernreaktion kann nur ablaufen, wenn der Sternenkern eine höhere Temperatur erreicht. Dabei lässt diese hohe Temperatur die äußere Oberfläche des Sterns zu einer weit riesigeren Größe anwachsen, als die, die er noch in der Hauptreihe gehabt hatte. Obwohl der Kern des Sterns um einiges heißer ist, ist die Oberfläche jetzt kühler, was den Stern rötlicher wirken lässt. Deswegen wird der Stern über lange Zeit hinweg ein roter Riese, der sich von dem Bereich der Hauptreihe in der Mitte des H-R Diagramms zu dem Gebiet der roten Riesen oben rechts bewegt.

Die Entwicklung von der Hauptreihe zum roten Riesen findet zu verschiedenen Zeiten für verschiedene Sterne statt. Sterne, die viel schwerer und heißer als O-Sterne sind, werden schon nach 10 Millionen Jahren zu roten Riesen. Kältere, leichtere Sterne, wie unsere Sonne brauchen 10 Milliarden Jahre um sich zu roten Riesen zu entwickeln. Diese Tatsache bietet eine Möglichkeit herauszufinden, wie alt eine Sternengruppe ist - man muss bloß ein H-R Diagramm für die Sterne machen und schauen welche Sternenklassen sich bereits aus der Hauptreihe heraus entwickelt haben!

Irgendwann einmal ist das ganze Helium im Sternenkern verbraucht. Zu diesem Zeitpunkt hängt die weitere Entwicklung des Sternes von seiner Masse ab. Die schwersten Sterne, die sechs- bis achtmal so massiv wie unsere Sonne sind, haben genug Druck in ihren Kernen um damit beginnen zu können den Kohlenstoff zu fusionieren. Ist der Kohlenstoff aufgebraucht, explodieren sie als Supernovas und hinterlassen Neutronensterne oder schwarze Löcher. Weniger massive Sterne brennen einfach aus, werfen ihre äußeren Schichten als wunderschöne planetarische Nebel ab und lassen den Kern als weißen Zwerg zurück. Die weißen Zwerge liegen in der unteren linken Ecke des H-R Diagramms, ein kosmologisches Gräberfeld für tote Sterne.

Ein H-R Diagramm, das die Entwicklungsbahn eines sonnenähnlichen Sternes zeigt.

Nebel

Ursprünglich benannte das Wort "nebula" für Nebel fast jedes ausgeweitete astronomische Objekt (außer Planeten und Kometen). Das Wort "nebula" entstand aus dem griechischen Wort für "Wolke". Bevor die Astronomen wussten, dass Galaxien entfernte Ansammlungen von Sternen waren, wurden sie wegen ihrer verschwommenen Erscheinung ebenfalls Nebel genannt. Heute ist das Wort Nebel reserviert für ausgeweitete Objekte, die hauptsächlich aus Gas und Staub bestehen.

Nebel kommen in vielen Formen und Größen vor, und sind äußerst vielfältig ausgeprägt. In einigen Nebeln bilden sich Sterne aus großen Wolken von Gas und Staub heraus; sobald sich ein paar Sterne in der Wolke gebildet haben, beleuchtet ihr Licht diese Wolke und macht sie für uns sichtbar. In den Gebieten von Sternentstehungen gibt es Emissions- und Reflektionsnebel, wie der berühmte Orion Nebel in dem rechten Bild.

Emissionsnebel sind Wolken aus Gas von hoher Temperatur. Die Atome in den Wolken werden durch ultraviolettes Licht von nahen Sternen angeregt und emittieren Strahlung, sobald sie in einen niedrigeren Energiezustand zurückfallen (Neonlichter funktionieren fast genauso). Emissionsnebel sind für gewöhnlich rot, weil Wasserstoff, das Gas, das am häufigsten im Universum vorkommt, üblicherweise rotes Licht emittiert. Reflektionsnebel sind Staubwolken, die einfach das Licht von nahen Sternen reflektieren. Sie sind normalerweise blau, da sich das blaue Licht am leichtesten streut. Emissions- und Reflektionsnebel werden oft zusammen gesichtet und werden manchmal beide als diffuse Nebel bezeichnet. In einigen Nebeln sind die Gebiete der Sternentstehungen dermaßen dicht und dick, dass das Licht nicht hindurch kann. Unerstaunlicherweise werden sie dunkle Nebel genannt.

Eine andere Sorte Nebel heißt planetarischer Nebel, und entseht durch den Tod eines Sterns. Wenn ein Stern durch so viel Materie durchgebrannt ist, dass es seine eigenen Kernreaktionen nicht länger aufrecht erhalten kann, lässt ihn die Schwerkraft in sich zusammenfallen. Während der Stern zusammenstürzt heizt sich sein Inneres auf. Das Erhitzen des Kerns erzeugt einen Sternenwind, der für ein paar tausend Jahre anhält und die äußeren Schichten des Sterns wegweht. Sind diese weg, heizt der übriggebliebene Kern die Gase auf, die nun weit von dem Stern entfernt sind, und bringt sie zum glühen. Die entstehenden "Planetennebel" (so genannt, weil sie durch ein Teleskop wie ein riesiger Gasplanet aussehen) sind Hüllen aus glühendem Gas, die einen kleinen Kern ummanteln. Astronomen schätzen, dass unsere Galaxie ungefähr 10.000 Planetennebel enthält. Planetennebel sind ein gewöhnlicher Teil des normalen Sternenlebenszyklus, aber sie haben ein kurzes Leben von nur 25.000 Jahren.

Das Leben eines Sterns, dessen Masse 1,4 mal größer ist, als die der Sonne, endet heftiger und hinterlässt verschiedene Nebelsorten, was man Supernovareste nennt. Wenn solch ein Stern kein Brennmaterial mehr hat und zusammenfällt, fegt eine enorme Schockwelle mit Hochgeschwindigkeit durch den Stern, vernichtet dabei mehrere Schichten und lässt einen Kern, den sogenannten Neutronenstern, und einen sich ausbreitenden Mantel aus einem Material, zurück, das als Supernovarest bekannt ist. Die Schockwelle einer Supernova ist viel heftiger, als der Sternenwind, der das Ende eines Sterns von kleiner Masse darstellt. In der Nähe des Restkerns, emittieren Elektronen eine Strahlung, die sogenannte "synchrotrone Strahlung", während sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit zum Neutronenstern hochwinden. Der ultraviolette Anteil dieser Strahlung kann Elektronen ablösen, oder die äußeren Fasern des Nebels "ionisieren", was sie zum Glühen bringt. Zudem wirbelt die ausgestoßene Materie das umliegende Gas und den Staub auf, und produziert eine Schockwelle, die das Gas in dem Supernovarestnebel anregt und ionisiert. Diser hat zwar eine geringe Dichte, ist aber extrem heiß (bis zu 1.000.000° K!). Der bekannteste Supernovarest ist der Krebsnebel in Taurus (M1), der in dem obigen Bild dargestellt ist. Das Licht des inneren Kernes entsteht durch Synchrotronstrahlung, wohingegen die äußeren Gebiete in vielen Farben durch die Emission vieler Gase, einschließlich rot für Wasserstoff, leuchten.

Braune Zwerge

Das Spektrum zweier brauner Zwerge (Sterne der Klasse T), die von der SDSS entdeckt wurden, im Vergleich zum ersten gefundenen braunen Zwerg, Gliese 229B. Die Absorption aufgrund des Methans (CH4) ist offensichtlich.

Einige Sterne verlaufen im Sande bevor ihr evolutionärer Lebenszyklus beginnt; diese schwachen Sterne werden braune Zwerge genannt. Diese sind Gasbälle, die nicht schwer genug sind, dass sich Fusionsreaktionen in ihren Kernen entzünden könnten, weswegen ihr Energieausstoß allein aus der Schwerkraft folgt. Obwohl ihre Existenz von der Theorie seit langer Zeit vorausgesagt wurde, sind sie dermaßen kühl, dunkel und schwer zu sehen, dass man den ersten bloß vor fünf Jahren entdeckte. Die braunen Zwerge mit der geringsten Masse sind in der Tat dem Jupiter sehr ähnlich, denn beide zeigen Absorptionen aufgrund von Methan in ihren Spektren. Die letzten beiden Buchstaben, L und T, des Systems von der Temperaturklassifikation für Sterne wurden erst kürzlich hinzugefügt, um braune Zwerge mit einzuschließen. Die SDSS hat zusammen mit der Wiedervorlage der nah-infrarot Studien, viele braune Zwerge gefunden. Denn da sie ein großes Gebiet des Himmels überwachen, und einen Filter im roten Bereich des Spektrums (z') haben, können sie auch ziemlich dunkle Objekte erkennen. Braune Zwerge sind aus zwei Gründen interessant: zum einen können sie uns aufklären, über die kleinste Masse, die ein Objekt haben muss, um einen Stern zu bilden, was uns über die Sternentstehung informieren würde. Zum anderen könnten sich braune Zwerge aus Teilen der fehlenden Masse, oder "dunkle Masse" in unserer Galaxie, zusammensetzen.