Meyers Großes Taschenlexikon in 25 Bänden
Sterne
I Sterne,im astronom. Sinn selbstständig leuchtende Gaskugeln im Weltall, die im Inneren Energie freisetzen und streng von den übrigen, gleichfalls als leuchtende Punkte am Himmel erscheinenden Himmelskörpern unterschieden werden; umgangssprachlich werden gelegentlich auch diese (außer dem Mond) als S. bezeichnet. Da ihre Eigenbewegung nur über längere Zeiträume feststellbar ist, nannte man S. früher auch Fix-S., im Unterschied z. B. zu den Planeten (»Wandel-S.«) und Kometen (»Schweif-S.«). Nach der Sonne ist der zur Erde nächstgelegene Stern Proxima Centauri (Alpha Centauri) in 4,3 Lichtjahren Abstand. Wegen ihrer großen Entfernung von der Erde können (mit Ausnahme der Sonne) nur für einige sehr große und nahe S. mithilfe der Speckle-Interferometrie Oberflächeneinzelheiten ermittelt werden.Aufbau und Zusammensetzung: Alle Informationen über die S., die in Form elektromagnet. Strahlung, insbesondere als Licht, zu uns gelangen, stammen aus deren äußersten, im Vergleich zum Durchmesser sehr dünnen Schichten, der Sternatmosphäre. In dieser entsteht das Spektrum eines Sterns, aus dessen Analyse auf den Zustand der Atmosphäre geschlossen werden kann. Er wird durch die der Beobachtung zugängliche Zustandsgrößen wie Masse, Dichte, Leuchtkraft, Temperatur, Rotationsperiode u. a. beschrieben, die in Zustandsdiagrammen, z. B. im Hertzsprung-Russell-Diagramm, dargestellt werden. Der innere, nicht direkt beobachtbare Aufbau der S. lässt sich nur theoretisch über Modelle erschließen. S. bestehen v. a. aus Wasserstoff und Helium. Die Eigengravitation der S. führt im Zentralbereich zu extremen Druck- und Temperaturverhältnissen, bei denen Kernfusionen stattfinden, die Wasserstoff in Helium überführen; ist die dabei frei werdende Energie mit der Gravitation im Gleichgewicht, so ist ein Stern stabil. Der weitere Verlauf der Sternentwicklung hängt entscheidend von der Masse des Sterns ab, die über Zustandsgleichungen mit den übrigen Zustandsgrößen (z. B. Masse-Leuchtkraft-Beziehung) verbunden ist.
Die physikal. Eigenschaften der S. streuen z. T. über einen sehr weiten Bereich: Ihre Massen liegen zw. etwa 0,05 und 50 Sonnenmassen, ihre Leuchtkraft reicht vom etwa 10—5fachen bis zum 105fachen der Sonnenleuchtkraft bei extrem massereichen S. Der Radius der S. liegt zw. dem etwa 0,01fachen und dem 2 000fachen des Sonnenradius. Dabei sind die kollabierten Rest-S. am Ende der Sternentwicklung ausgenommen (weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher). Die Oberflächentemperatur der S. schwankt zw. etwa 2 500 und 100 000 K, dementsprechend sind auch ihre Farben verschieden. Nach ihrer Helligkeit werden die S. in Größenklassen, nach ihrem Spektrum in Spektralklassen eingeteilt. Man unterscheidet Riesen- und Zwergen-S., die bei gleicher Spektralklasse versch. Durchmesser und Leuchtkräfte haben. Die mittleren Dichten, von Extremfällen am Ende der Sternentwicklung abgesehen, erreichen Werte zw. 10—7 g/cm3 und einigen g/cm3. Die Schwerebeschleunigungen an der Oberfläche schwanken zw. 0,001 und dem Mehrfachen der Schwerebeschleunigung an der Sonnenoberfläche, die Rotationsgeschwindigkeit am Äquator zw. 1 und 500 km/s. Viele S. besitzen auch ein Magnetfeld, z. T. mit Feldstärken, die 1 000-mal höher liegen als beim allg. Magnetfeld der Sonne (magnet. S.). - Ein geringer Teil der S. weist Veränderungen bestimmter Zustandsgrößen auf (Veränderliche), zu denen z. B. die Novae und Supernovae gehören. Die meisten S. entstehen nicht einzeln, sondern als Paare (Doppelsterne) oder Gruppen (Sternhaufen). Man schätzt, dass nahezu jeder zweite Stern Mitgl. eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems ist. Die S. sind in Form von Galaxien (Sternsysteme) verteilt.
▣ Literatur:
Scheffler, H.u. Elsässer, H.: Physik der S. u. der Sonne. Mannheim u. a. 21990.
⃟ S., bearb. v. P. Daniels. Amsterdam 51991.
- Weitere Literatur: Astronomie.
II Sterne
[stə:n], Laurence, engl. Schriftsteller, * Clonmel (Irland) 24. 11. 1713, ✝ London 18. 3. 1768; ab 1741 Pfarrer, später Domherr in Yorkshire, stand an der Schwelle zw. Aufklärung und Empfindsamkeit. In seinem derb-kom. und tiefsinnig-heiteren, an originalen Typen reichen Roman »Tristram Shandys Leben und Meynungen ...« (9 Bde., 1759-67) lässt er äußeres und inneres Geschehen so ineinander greifen, dass sie sich ständig unterbrechen und die Chronologie relativiert erscheint. Durch die Betrachtung derselben Geschehnisse von versch. Seiten wurde S. zum Vorläufer der modernen »Bewusstseinskunst« (J. Joyce, Virginia Woolf). Sein Reisebericht »Yoricks empfindsame Reise durch Frankreich und Italien« (2 Bde., 1768) wurde oft nachgeahmt.
Die physikal. Eigenschaften der S. streuen z. T. über einen sehr weiten Bereich: Ihre Massen liegen zw. etwa 0,05 und 50 Sonnenmassen, ihre Leuchtkraft reicht vom etwa 10—5fachen bis zum 105fachen der Sonnenleuchtkraft bei extrem massereichen S. Der Radius der S. liegt zw. dem etwa 0,01fachen und dem 2 000fachen des Sonnenradius. Dabei sind die kollabierten Rest-S. am Ende der Sternentwicklung ausgenommen (weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher). Die Oberflächentemperatur der S. schwankt zw. etwa 2 500 und 100 000 K, dementsprechend sind auch ihre Farben verschieden. Nach ihrer Helligkeit werden die S. in Größenklassen, nach ihrem Spektrum in Spektralklassen eingeteilt. Man unterscheidet Riesen- und Zwergen-S., die bei gleicher Spektralklasse versch. Durchmesser und Leuchtkräfte haben. Die mittleren Dichten, von Extremfällen am Ende der Sternentwicklung abgesehen, erreichen Werte zw. 10—7 g/cm3 und einigen g/cm3. Die Schwerebeschleunigungen an der Oberfläche schwanken zw. 0,001 und dem Mehrfachen der Schwerebeschleunigung an der Sonnenoberfläche, die Rotationsgeschwindigkeit am Äquator zw. 1 und 500 km/s. Viele S. besitzen auch ein Magnetfeld, z. T. mit Feldstärken, die 1 000-mal höher liegen als beim allg. Magnetfeld der Sonne (magnet. S.). - Ein geringer Teil der S. weist Veränderungen bestimmter Zustandsgrößen auf (Veränderliche), zu denen z. B. die Novae und Supernovae gehören. Die meisten S. entstehen nicht einzeln, sondern als Paare (Doppelsterne) oder Gruppen (Sternhaufen). Man schätzt, dass nahezu jeder zweite Stern Mitgl. eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems ist. Die S. sind in Form von Galaxien (Sternsysteme) verteilt.
▣ Literatur:
Scheffler, H.u. Elsässer, H.: Physik der S. u. der Sonne. Mannheim u. a. 21990.
⃟ S., bearb. v. P. Daniels. Amsterdam 51991.
- Weitere Literatur: Astronomie.
II Sterne
[stə:n], Laurence, engl. Schriftsteller, * Clonmel (Irland) 24. 11. 1713, ✝ London 18. 3. 1768; ab 1741 Pfarrer, später Domherr in Yorkshire, stand an der Schwelle zw. Aufklärung und Empfindsamkeit. In seinem derb-kom. und tiefsinnig-heiteren, an originalen Typen reichen Roman »Tristram Shandys Leben und Meynungen ...« (9 Bde., 1759-67) lässt er äußeres und inneres Geschehen so ineinander greifen, dass sie sich ständig unterbrechen und die Chronologie relativiert erscheint. Durch die Betrachtung derselben Geschehnisse von versch. Seiten wurde S. zum Vorläufer der modernen »Bewusstseinskunst« (J. Joyce, Virginia Woolf). Sein Reisebericht »Yoricks empfindsame Reise durch Frankreich und Italien« (2 Bde., 1768) wurde oft nachgeahmt.