Sterne sind wie unsere Sonne riesige Gaskugeln, in denen ein gigantisches Fusionsfeuer brennt. Seit ewigen Zeit strahlen sie ihre Energie ab und sie scheinen für uns unveränderlich. Stabile Sterne sind durch zwei wesentliche Merkmale definiert: das hydrostatische und das energetische Gleichgewicht. Im hydrostatischen Gleichgewicht herrscht an jedem Ort im Stern ein Gleichgewicht zwischen dem Strahlungsdruck, der nach außen wirkt, und der Gravitation, die nach innen gerichtet ist. Ein energetisches Gleichgewicht liegt bei Sternen dann vor, wenn die durch Strahlung ausgesandte und damit den Sternen verloren gehende Energie kontinuierlich nachgeliefert wird.

Im Prinzip verfügt ein Stern dafür über zwei mögliche Quellen: Gravitationsenergie und Kernenergie. Das Hauptreihenstadium ist die längste aktive Phase im Leben eines Sterns. Dies erklärt sich dadurch, daß die Energieerzeugung bei Hauptreihensternen auf dem Wasserstoffbrennen beruht. Darunter versteht man die Fusion von je vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern. Die genaue Untersuchung des Fusionsprozesses von Wasserstoff zu Helium zeigt, dass es für diesen grundsätzlich zwei unterschiedliche Möglichkeiten gibt: zum einen die Proton-Proton-Kette, die der deutsch amerikanische Physiker Hans A. Bethe und sein Kollege Charles L. Critchfield 1938 als direkten Energieerzeugungsprozess in Sternen vorgeschlagen haben; zum anderen den ebenfalls 1938 von Bethe gemeinsam mit Carl Friedrich von Weizsäcker ausgearbeiteten Bethe-Weizsäcker-Zyklus.

Die Energieproduktion durch die Proton-Proton-Kette und den CNO-Zyklus zeigt eine deutliche Temperaturabhängigkeit. So beruht bei massearmen Sternen mit geringer Zentraltemperatur die Energieproduktion fast ausschließlich auf der Proton-Proton-Kette. Sternentwicklung nach Durchlaufen der Hauptreihe Wegen des immensen Wasserstoffvorrats eines Sterns kann das Hauptreihenstadium als eine Art Ruhephase gelten. Da sich das Wasserstoffbrennen tief im Innern des Sterns abspielt, reichert sich dort im Lauf der Zeit Helium an. Dieses Verhalten ändert sich stark, sobald im Innern des Sterns etwa 10 bis 15% des Wasserstoffs zu Helium verbrannt sind. Zu diesem Zeitpunkt erlischt wegen des nun fehlenden Brennstoffs die zentrale Energiequelle und der Stern kann sein hydrostatisches Gleichgewicht im Innern nicht mehr Aufrechterhalten. Dies hat gravierende Folgen. Die nach innen gerichtete Gravitation überwiegt jetzt den nach außen gerichteten Strahlungsdruck, und der Innenbereich des Sterns fällt unter seinem Eigengewicht zusammen.

Die bei der Kontraktion freigesetzte Gravitationsenergie dient zu gleichen Teilen zur Erhöhung der thermischen Energie und zur Deckung der Abstrahlung. Man bezeichnet diesen Zustand als Wasserstoff-Schalen brennen. Parallel zur Expansion der Gashülle steigt im kontrahierenden Kern die Temperatur auf rund 100 Millionen Kelvin an, und das Helium brennen setzt ein, also die nukleare Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Damit hat der Stern erneut eine ergiebige Energiequelle angezapft. Zusammen mit dem Wasserstoff-Schalen brennen ermöglicht das Helium brennen dem Stern, seinen quasistatischen Zustand als Roter Riese längerfristig Aufrechterhalten.

Geburt der Sterne

Der funkelnde Sternhimmel sieht so aus, als wäre er für die Ewigkeit gemacht. Aber auch Sterne entstehen aus heißem Gas und Staub und haben sogar Ähnlichkeit mit Menschenbabys. In den ersten 100.000 Jahre schreien sie nämlich viel in Form von Energieausbrüchen. Und Sie verschlingen Unmengen an Materie weil sie Hunger haben.

Die Helligkeit der Sterne

Alle Sterne die wir sehen, sind wie oben schon geschrieben unterschiedlich weit weg, dies hat aber nicht unbedingt Einfluss auf die Helligkeit eines Sterns. So kann ein weit entfernter Stern heller sein als ein "näher" gelegener Stern. Dies liegt an der der Größe des Sterns. Um die Helligkeit zu bestimmen, gibt es eine Größenklassen Skala. Die sogenannten Magnituden.

Farben und Termperaturen der Sterne

Auf den ersten Blick scheint es so als würden alle Sterne die gleiche Farbe haben, nur bei den hellsten Sternen wie Sirius und Beteigeuze erkennt man die Farbe. Aber beim genaueren betrachten sieht man das die Sterne verschieden Farben aufweisen. Die Farben gehen über Blau,gelb weiß und orange bis zu einem deutlichen rot. Aus der Farbe des Sterns kann man die Temperatur des Stern ableiten. Das heißt in einem Beispiel das blaue Sterne heißer sind als weiße Sterne.

Leuchtkraft der Sterne

Die Leuchtkraft eines Sterns, erkennt man an seiner absoluten Helligkeit, die in der Entfernung 10pc = 32,6 Lichtjahren festgelegt ist. Diese Angaben sind in jedem Sternkatalog angegeben. Bei Doppelsternen und veränderlichen Sternen ist die maximale Helligkeit angegeben. Würde bedeuten, die Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4.8M. Die hellsten Sterne leuchten mit einer absoluten Helligkeit von von -8M also 100.000 mal heller als die Sonne unseren Sonnensystems, aus gleicher Entfernung betrachtet.