14.01.2013
Entwicklung der Sterne
Entstehung und Entwicklung von Sternen
Sterne entwickeln sich aus interstellaren Wolken
Unter dem Einfluß von Gravitationskräften und
Kräften, die bei der Rotation auftreten.
Entwicklung der Sterne
Infolge der Gravitation
kommt es zur Kontraktion
der interstellaren Wolke
Potentielle Energie wandelt
Die Weiterentwicklung eines Sterns kann in
Abhängigkeit von den jeweiligen Bedingungen
In unterschiedlicher Weise erfolgen
sich um in innere Energie
(Erhöhung der Temperatur)
und elektromagnetische
Strahlung.
Entwicklung der Sterne
Entwicklung der Sterne
Bei ca. 5 000 000 K im inneren
Bei Erschöpfung der Vorräte
der Gaskugel:
an Kernbrennstoff
Kernfusion setzt ein.
Kontraktion in den zentralen
Stern ist stabil, wenn die im
Bereichen; Hülle nur noch
Inneren erzeugte Energie
locker gebunden
gleich der abgestrahlten
Energie ist.
langsame
Kontraktion
plötzliche
Kontraktion
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14.01.2013
Entstehung der Sterne
Entwicklung der Sterne
Die Entstehung und Entwicklung von Sternen und Planeten
Interstellare Wolke
langsame
Kontraktion
plötzliche
Kontraktion
Weißer
Zwerg
Supernova
Kontraktion
Starke Rotation
Verflachung
Doppel- oder
Mehrfachsterne
einzelner Stern
Neutronenstern
Planetensystem
Entwicklung der Sterne
Schwarzes Loch
Sterne wiegen
Weiterentwicklung eines Sterns
Hauptreihenstern
Das Gewicht eines Sterns wird bestimmt, indem amn seine
Anziehungskraft auf einen anderen Gefährten misst und dann
berechnet, wie viel Masse für diese Anziehungskraft nötig ist.
Riese
Supernova
Weißer Zwerg
Supernova
Bei Doppelsternen, die für Teleskope zu weit weg sind, wird die
Spektroskopie eingesetzt. Das Sternenlicht wird in die
verschiedenen Farbbestandteile aufgespaltet, die die relative
Geschwindigkeit und Rotationsperiode der Sterne verraten.
Neutronenstern
Schwarzes Loch
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Sterne wiegen
Schwerkraft als Maßstab
Zum Wiegen von Sternen wird die gleiche Schwerkraft benutzt,
mit der wir Dinge auf der Erde wiegen.
Die meisten Sterne sind Doppelsterne, die um einen
gemeinsamen Schwerpunkt kreisen.
Supernova
Wenn einem Stern, mindestens 8-mal so groß wie die Sonne, der
Brennstoff ausgeht, explodiert er zur Supernova - ein Ereignis von
wahrlich verheerenden Ausmaß.
Name
Jahr
Position
Entfernung
Krebs-Supernova
1054
Taurus
6.300 ly
Die Rate hängt vom Abstand zueinander und der Masse ab.
Brahesche Supernova
1572
Cassiopeia
10.000 ly
Aus Abstand und und Rotationsperiode wird die gesamtmasse
der Sterne bestimmt.
Kelpersche Supernova
1604
Ohhiuchus
20.000 ly
SN 1987 A
1987
Gr. Magellansche Wolke
179.000 ly
Die relative Lichtabgabe zeigt dann, wie die Masse verteilt ist.
SN 1997
1997
Coma Berenices
9 Mrd. ly
Supernova
Wenn ein sehr großer Stern fast keinen Wasserstoff mehr hat,
verringert sich die Kernfusion in seinem Inneren so weit, dass er
dem druck seiner eigenen Gravitation nicht mehtr standhalten
kann – der Stern implodiert mit gewaltiger Energie
Wein Teil der Masse des Sterns wird in einem winzigen,
superdichten Neutronenstern gedrückt, nur ein paar Kilometer
breit. Der Rest explodiert mit solcher Gewalt, dass Material im
gesamten Universum herumfliegt – Bausteine für neue Sterne.
Der Druck einer Supernova ist so gewaltig, dass Elemente
schwerer als Eisen geschmiedet werden. Viele der Atome in
unserem Körper wurden in Supernoven erzeugt.
Weiße Zwerge
Ein Weißer Zwerg ist ein superdichter Rest eines toten Sterns.
Aufgrund seiner Restenergie leuchtet er noch eine Zeit lang, aber
schließlich kühlt er ab, wird dunkel und unsichtbar.
Stern
Ort
Scheinbare Helligkeit
Sirius B
Canis Major
8,5
40 Eri B
Eridanus
9,7
Alpha Cmi
Pisces
12,4
Feige 55
Canis Major
12,8
BB PSc
Pisces
14,4
ESO 439-026
Hydra
20,5
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Weiße Zwerge
Geht einem mittelgroßen Satern in Sonnengröße der Brennstoff
aus, kann sein Todeskampf einen Zusammenbruch aufgrund der
Schwerkraft auslösen. Das Restmaterial wird in Erdgröße
zusammengepresst, extrem dicht – ein Weißer Zwerg.
In einem Weißen Zwerg findet keine Kernreaktion statt, aber
wegen der Dichte der Teilchen braucht die verbleibende Energie
Milliarden Jahre, sich freizusetzen; er leuchtet weiter.
Doch letztendlich kühlt ein Weißer Zwerg soweit ab, dass er
keine Strahlung mehr abgibt und verblasst. Aber dass istv reine
Theorie; Physiker rechnen, dass es hunderte Milliarden Jahre
dauert, bis die gesamte Energie weg ist. Zu dieser Zeit könnte das
Universum bereits nicht mehr existieren.
Neutronensterne
Bei einem gesunden Stern wirkt der Strahlungsdruck im Inneren
des nuklearen Glutofens der enormen Gravitation entgegen.
Neutronensterne
Drückt eine Supernova-Explosion die Reste des Sterns zu einer
stadtgroßen Kugel zusammen, passieren merkwürdige Dinge. Was
übrig bleibt ist eine superdichte Neutronenkugel.
Wieviel Materie passt in eine Tasse ?
Objekt
Eine Tasse davon wiegt
Süßwasser
250 g
Erde
1,375 kg
Kern der Sonne
41 kg
Weißer Zwerg
25 Tonnen
Neutronenstern
25 Billionen Tonnen
Neutronensterne
Wenn der Brennstoff zu Neige geht, kollabiert der Stern.
Ein Löffel dieses „Gebräus“ würde dem gewicht eines
mittelgroßen Asteroiden entsprechen.
Die Atome verlieren ihre Hüllen mit Elektronen, aber der Druck
steigt weiter.
Raum mit normaler Materie ist einfach nur Raum; in einem
Neutronenstern gibt es keinen Raum.
Aber bald verlieren die Atome durch den sogenannten
Entartungsdruck ihre elementare Identität und ihre Kerne
verbinden sichb in einem Gebräu von subatomaren Neutronen.
Neutronen werden in ein einziges riesiges subatomares Teilchenn
gepresst, das in seinem Kern noch dichter ist.
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Blaue Superriesen
Blaue Superriesen
Die mächtigsten Sterne im All, mindestens 10.000 Mal so hell wie
die Sonne, sind die seltenen, aber spektakulären Blauen Superriesen
– doch ihr Leben ist kurz und endet heftig.
Kurzes Leben, heftiges Ende
Das Leben eines Blauen Superriesen ist ein rennen zwischen dem
Zusammenbruch aufgrund der Schwerkraft und den
Kernreaktionen im Inneren,m die das abwehren.
Auswahl an Blauen Riesen
Name
Lage
Distanz
Scheinbare Helligkeit
Nu Scorpii
Scorpius
440 ly
-5,7
Zeta Orionis
Orion
820 ly
-5,9
Alpha Camelopardalis
Camelopardalis
6.940 ly
-6,2
Epsilon Orionis
Orion
1.340 ly
-6,2
Kappa Cassiopeiae
Cassiopeia
4.130 ly
-6,6
Die enorme Masse des Stern erzeugt im Kern ein Feuer, das ihn
im Gleich gewicht hält. Doch der Brennstoff verbrennt schnell.
Ist der Brennstoff aus, fällt die Masse des Sterns in den Kern.
Die neue Druckwelle steigert die Kernreaktionen.
Noch einmal wird das Material nach außen gedrückt und es
entsteht ein Roter Superriese.
Blaue Superriesen
Dieser Rote Superriese ist größer, kühler und matter.
Alpha Centauri-System
Lange hielt man Alpha Centauri für den nächsten Stern an der
Sonne, doch es stellte sich heraus, dassn er nicht alleine ist; Nahe
bei ihm befinden sich zwei weitere Sterne.
Der Stern kollabiert wieder und reißt sich selbst auseinander
(Supernova), wobei enorme Energiemengen freigesetztv werden.
Vielleicht wegen ihrer kurzen Lebensdauer – nurv eine Million
Jahre – sind Blaue Superriesen sehr selten.
Doch wegen ihrer unglaublichen helligkeit sind sie selbst in weit
entfernten Galaxien jenseits der Milchstraße zu sehen.
Farbe
Spektraltyp
Temperatur
Masse
Radius
Helligkeit
Sonne
gelb
G2
5.5000 K
1
1
1
Alpha Centauri A
gelb
G2
5.5000 K
1,09
1,2
1,54
Alpha Centauri B
orange
K1
5.000 K
0,9
0,8
0,44
Proxima Centauri
rot
M5
2.400 K
0,1
0,2
0,00006
5
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Alpha Centauri-System
Alpha Centauri-System
Ein dritter Stern Proxima Centauri, ein trüber Roter Zwerg, hat
eine sehr elliptische Bahn, weiter weg von seinen Partnern.
Gleich nebenan
Alpha Centauri im Sternbild Centaurus erscheint als der
dritthellste Stern am Himmel – und das ist nicht erstaunlich.
Denn das Alphan Centauri-System ist das nächstgelegene
Mehrfachsternsystem.
Alpha Centauri ist kein einzelner Stern, sondern er besteht aus
drei Sternen.
Alpha Centauri A und B umkreisen einander in einer Distanz von
rund 1,6 Mrd. km und brauchen dazu 80 Jahre.
Betelgeuse
Und damit ist er der Sonne am nächsten.
Sowohl Alpha Centauri A und B sind unserer Sonne so ähnlich,
dass beide erdähnliche Planeten beherbergen könnten.
Doch wegen der komplexen planetarischen Orbits dürfte das
Mehrfachsystem für die Entwickling von Leben nicht stabil
genug sein.
Da das Alpha Centauri-System mit 89.000 km/h auf uns zu
kommt, könnten wir in etwa 50.000 Jahrenn Sonden dahin
schicken.
Betelgeuse
Der Stern Betelgeuse, ein Roter Superriese, markiert die linke
Schulter des Sternbildes Orion. In Sachen Helligkeit nimmt er die
zehnte Position ein und ist hundert mal größer als die Sonne.
Betelgeuse kommt aus dem Arabischen: lbt al Jauzah bedeutet
„Achsel des Riesen“
Der Stern heißt auch Alpha Orions, weil er fälschlicherweise als
hellster Stern in Orion galt.
Name
Sternname
Sternart
Lage
Scheinbare Helligkeit
Betelgeuse
Alpha Orions
Roter Superriese
Rektaszension 5 h 55 Min
Deklination +07° 24‘
0,33 – 0,62
Oberflächentemperatur
Absolute
Helligkeit
Entfernung
Masse
Durchmesser
3.300 K
-5
427 ly
20 Sonnenmassen
800 Millionen km
1836 bewies John Herschel, das Betelgeuse ein variabler Stern
ist, dessen helligkeit sich fast um einen Faktorv 2 über einen
Zeitraum von grob 6 Jahrenn ändert, wobei es immer wieder
plötzliche Lichtausbräuche gibt.
Außerdemm pulsiert der Stern, sodass sein Durchmesser um bis
zu 60 % variiert.
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Betelgeuse
Betelgeuse hat die 600-fache Sonnengröße
Er leuchtetb zwischen 7.600 und 14.000 Mal heller als die Sonne.
Er hat nur die 20-fache Masse, das bedeutet er ist 10 Millionen
Mal weniger dicht.
1995 bestätigte das Hubble-Weltraumteleskop einen „heißen
Fleck“ auf Betelgeuse, als das erste direkte Bild seiner
Oberfläche im UV-Lichtnereich aufgenommen wurde. Der Fleck
war ca. 2.000 K heißer als die Umgebung
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