Unter einem Stern (altgriechisch ἀστήρ, ἄστρον astēr, astron und lateinisch aster, astrum, stella, sidus für ‘Stern, Gestirn’; ahd. sterno; astronomisches Symbol: ✱) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt, etwa Abendstern, obgleich er kein Stern wie die Sonne ist. Das fachsprachliche Adjektiv zu Stern ist stellar.
Dass nahezu alle mit dem bloßen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sonnenähnliche Objekte sind, die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktförmig erscheinen, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie. Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems, viele haben ein Planetensystem. Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfter Sternhaufen. Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sterne freiäugig unterschieden werden. Sie gehören alle zur gleichen Galaxie wie die Sonne, zur Milchstraße, die aus über hundert Milliarden Sternen besteht. Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihren Nachbargalaxien zur Lokalen Gruppe, einem von abertausend Galaxienhaufen.
Sterne entstehen aus Gaswolken – in bestimmten Gebieten (H-II-Gebiet) aus gasförmigen Molekülwolken – durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen. Sie werden von der Schwerkraft ihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher annähernd kugelförmig. Während ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad heiß ist (beim Kern der Sonne knapp 16.000.000 Kelvin), liegt bei den meisten die Oberflächentemperatur etwa zwischen 2.000 K und 20.000 K (bei der Photosphäre der Sonne knapp 6.000 K); Weiße Zwerge können als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100.000 K an ihrer Oberfläche erreichen. Von der glühenden Sternoberfläche geht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus, sondern auch ein Strom geladener Plasmateilchen (Sternwind) weit in den Raum und bildet so eine Astrosphäre.
Sterne können sich in Masse und Volumen erheblich unterscheiden, wie auch hinsichtlich Leuchtkraft und Farbe; im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verändern sich diese Eigenschaften. Eine orientierende Klassifizierung der Sterne wird schon allein mit den beiden Merkmalen absolute Helligkeit und Spektraltyp möglich. Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage, ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen könnte oder nicht (siehe habitable Zone).
Die Sterne einer Galaxie haben eine breite Palette physikalischer Eigenschaften, die je nach Sternart, Entwicklungsstadium und galaktischer Umgebung variieren.
Hier ist eine Übersicht der wichtigsten physikalischen Eigenschaften von Sternen in einer typischen Galaxie:
Massenbereich: Sterne in einer Galaxie haben Massen von etwa 0,08 Sonnenmassen (braune Zwerge, die keine echten Sterne sind) bis zu etwa 100-150 Sonnenmassen (massereiche Sterne).
Niedermassige Sterne: 0,08 bis 0,5 Sonnenmassen (z.B. rote Zwerge).
Sterne mittlerer Masse: 0,5 bis 8 Sonnenmassen (z.B. sonnenähnliche Sterne).
Massereiche Sterne: Über 8 Sonnenmassen (z.B. O- und B-Sterne).
Sternradien: Der Radius eines Sterns variiert stark und hängt von seiner Masse und seinem Entwicklungsstadium ab.
Rote Zwerge: Kleiner als die Sonne, etwa 0,1 bis 0,6 Sonnenradien.
Sonneähnliche Sterne: Ca. 1 Sonnenradius.
Rote Riesen: 10 bis 1.000 Sonnenradien.
Weißer Zwerg: Sehr klein, etwa 0,01 Sonnenradien.
Neutronensterne: Extrem kompakt, mit einem Radius von etwa 10-20 km.
Leuchtkraftbereich: Die Leuchtkraft eines Sterns reicht von weniger als 0,01 Sonnenleuchtkräfte (L_☉) bei roten Zwergen bis zu mehreren Millionen Sonnenleuchtkräften bei massereichen Sternen.
Niedrige Leuchtkraft: Rote Zwerge, oft nur 0,0001 bis 0,1 L_☉.
Mittlere Leuchtkraft: Sonnenähnliche Sterne, etwa 1 L_☉.
Hohe Leuchtkraft: Superriesen können bis zu 1.000.000 L_☉ erreichen.
Oberflächentemperaturen: Die Temperatur variiert je nach Spektralklasse und Entwicklungsstadium.
Kalte Sterne: Rote Zwerge und Rote Riesen, ca. 2.000 bis 4.000 K.
Sonneähnliche Sterne: Ca. 5.800 K.
Heiße Sterne: Blaue Sterne (z.B. O- und B-Klasse), ca. 10.000 bis 40.000 K.
Weißer Zwerg: Temperaturen von ca. 10.000 bis 100.000 K.
Spektraltypen: Sterne werden nach ihrer Temperatur und Spektrallinien in Klassen eingeteilt: O, B, A, F, G, K, M (von heiß nach kalt).
O-Typ: Sehr heiß und massereich, blau, > 30.000 K.
B-Typ: Heiß, blau-weiß, 10.000 bis 30.000 K.
A-Typ: Weiß, 7.500 bis 10.000 K.
F-Typ: Gelb-weiß, 6.000 bis 7.500 K.
G-Typ: Gelb (Sonne), 5.000 bis 6.000 K.
K-Typ: Orange, 3.500 bis 5.000 K.
M-Typ: Rot, < 3.500 K.
Lebensdauer:
Niedermassige Sterne: Leben am längsten, bis zu mehreren Billionen Jahren.
Sonneähnliche Sterne: Ca. 10 Milliarden Jahre.
Massereiche Sterne: Leben am kürzesten, nur wenige Millionen Jahre.
Entwicklungsstadien:
Hauptreihensterne: Die meisten Sterne einer Galaxie befinden sich in diesem stabilen Stadium, wo sie Wasserstoff zu Helium fusionieren.
Rote Riesen und Superriesen: Späteres Entwicklungsstadium, nachdem der Wasserstoff im Kern verbraucht ist.
Weißer Zwerg: Endstadium für Sterne bis ca. 8 Sonnenmassen.
Neutronensterne und Schwarze Löcher: Endstadien massereicher Sterne nach einer Supernova-Explosion.
Rotationsgeschwindigkeit: Variiert stark zwischen Sternen und kann von wenigen Kilometern pro Sekunde (langsamer Rotator) bis zu mehreren hundert Kilometern pro Sekunde (schneller Rotator) betragen.
Niedermassige Sterne: Rotieren langsamer, besonders wenn sie alt sind.
Massereiche Sterne: Können sehr schnell rotieren, bis zu 200-300 km/s an der Oberfläche.
Magnetfeldstärke: Sterne besitzen Magnetfelder, deren Stärke von schwach (bei sonnenähnlichen Sternen) bis extrem stark (bei magnetischen Weißen Zwergen und Neutronensternen) reicht.
Sonne: Magnetfeld von etwa 1 Gauss an der Oberfläche, aber viel stärker in Sonnenflecken.
Magnetare: Neutronensterne mit Magnetfeldern von bis zu 10¹¹ bis 10¹⁵ Gauss.
Metallizität: Der Anteil schwerer Elemente in einem Stern (alles schwerer als Helium wird als "Metall" bezeichnet).
Pop I Sterne: Höhere Metallizität, jüngere Sterne wie die Sonne.
Pop II Sterne: Niedrigere Metallizität, ältere Sterne in den Halos von Galaxien.
Pop III Sterne: Hypothetische, erste Sterne des Universums, extrem metallarm.
Eigene Bewegung: Sterne in einer Galaxie bewegen sich in Umlaufbahnen um das galaktische Zentrum, mit Geschwindigkeiten von etwa 220 km/s (für Sterne in der galaktischen Scheibe).
Position in der Galaxie: Sterne können sich in der galaktischen Scheibe, im Bulge (Kernregion) oder im Halo einer Galaxie befinden, wobei ihre Eigenschaften oft mit ihrer Position korrelieren.
Leuchtkraftklasse: Beschreibt die Helligkeit und Größe eines Sterns in Bezug auf andere Sterne derselben Spektralklasse.
Hauptreihensterne (V): Normale Sterne in der Mitte ihres Lebens.
Riesen (III): Leuchtkräftige, expandierte Sterne.
Überriesen (I): Sehr leuchtkräftige, massereiche Sterne in einem späten Entwicklungsstadium.
Weiße Zwerge (D): Kleine, leuchtschwache Sterne im Endstadium.