Techniklexikon

Sternaufbau

Astronomie und Astrophysik, der physikalische Bau eines Sterns, der durch den Verlauf von Temperatur, Dichte und Druck im Sterninneren gegeben ist. Dieser Aufbau definiert zusammen mit der Energieerzeugung im Sterninneren die Beobachtungsgrössen wie Leuchtkraft und Effektivtemperatur. Im Kern laufen Fusionsprozesse ab, aus denen der Stern seine Energie bezieht. Diese freigesetzte Energie führt zu einem nach aussen gerichteten Energiefluss und damit zum Strahlungsdruck, durch den der Stern den nach innen gerichteten Gravitationsdruck ausbalanciert. Störungen in der Energieerzeugung werden daher schnell als physische Variabilität oder Entwicklungsprozesse des Sterns sichtbar. Die Energie wird bei den meisten Sternen zunächst in Form von Strahlung nach aussen transportiert, bei besonders jungen und besonders alten Sternen können Teile des Sterninneren jedoch auch instabil werden, so dass sich turbulente Zonen ausbilden, in denen die Strahlung durch Konvektion nach aussen transportiert wird (Konvektionszone). Bei normalen Sternen wie der Sonne ist dies erst in den Aussenbereichen, etwa bei 0,6 Sonnenradien, der Fall. Am Oberrand der Konvektionszone wird die Sternmaterie durchsichtig, es bildet sich die mit einigen hundert Kilometern Dicke eher dünne Photosphäre aus. Hier erfolgt auch ein drastischer Dichteabfall, der Stern geht nahtlos in die Sternatmosphäre über.

Die innen liegenden Bereiche der Sterne sind der Beobachtung nicht direkt zugänglich. Die dort herrschenden Bedingungen müssen über Sternmodelle erschlossen werden. Mittels der sogenannten Helioseismologie konnte in den letzten Jahren aber die solare Konvektionszone durchleuchtet und untersucht werden. Dabei vermisst man die Auswirkungen, die Schallwellen auf die Ausdehnung der Photosphäre besitzen. Solche solaren Schallwellen entstehen beispielsweise in explosiven Prozessen auf der Sonnenoberfläche und breiten sich ähnlich wie Bebenwellen in der Erdkruste im Sonneninneren aus. Durch Vergleich mit Sonnenmodellen und deren Verfeinerung erhielt man so Informationen über die Bedingungen innerhalb der solaren Konvektionszone.