Was ist ein Hauptreihenstern?
Ein Hauptreihenstern ist ein Stern in der langen, stabilen Phase seines Lebens, in der er im Kern Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Rund 90 % der sichtbaren Sterne befinden sich auf der Hauptreihe, die Sonne eingeschlossen — und ein Stern bleibt dort während des allergrößten Teils seiner Existenz.
Das bestimmende Merkmal ist ein Patt. Die Schwerkraft zieht jedes Gramm des Sterns zum Zentrum; der Druck des durch Fusion erhitzten Plasmas drückt zurück nach außen. Wenn beide sich exakt ausgleichen, befindet sich der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht und verändert sich über Milliarden Jahre kaum. Dieses Gleichgewicht korrigiert sich selbst: Drückt man den Kern zusammen, läuft die Fusion schneller, was ihn wieder aufheizt und aufbläht. Dieser Thermostat ist der Grund, warum Sterne zu den stabilsten Objekten der Natur zählen.
Eine einzige Zahl bei der Geburt legt alles Übrige fest: die Masse. Ein Stern mit zehnfacher Sonnenmasse ist nicht einfach größer — er brennt heißer, blauer und tausendfach heller und verbraucht seinen Vorrat in wenigen Millionen statt in zehn Milliarden Jahren. Das ist die Hauptreihe: eine einzige Linie von heißen, massereichen, blauen, kurzlebigen Sternen am einen Ende bis zu kühlen, kleinen, roten, nahezu unsterblichen am anderen. Astronomen bezeichnen Positionen darauf mit den Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M. Die Sonne ist ein G2V-Stern, fast genau in der Mitte.
Das Modell zeigt eine sonnenähnliche Photosphäre: Konvektionszellen von der Größe von Kontinenten, die in Minuten aufsteigen, abkühlen und absinken, dunklere magnetische Flecken, wo Feldlinien den Wärmestrom abschnüren, und Plasmabögen über dem Rand. Nichts davon ist aufgemalt — die Oberfläche wird von Rauschfeldern auf der Kugel erzeugt, so wie das echte Granulationsmuster von Konvektion erzeugt wird.