Hauptreihenphase

Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen. Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer.000fache oder mehr. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der sonne um das 10. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer.Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend jahren ihren gesamten Brennstoff. Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase verbracht.

Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind.Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können, oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen.

Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und beFinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne größer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne.

000 K auf. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Dort sammeln sich auch die FusionsProdukte an.Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.