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Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Die Sonne, durch andere Sterne ersetzt
Größenvergleich
Größenvergleich
Größenvergleich
Größenvergleich
Größenvergleich
Größenvergleich
VY Canis Majoris ist ein Roter Hyperriese. Er ist einer der größten
Sterne, dessen Größe abschätzbar ist und vielleicht auch einer der
leuchtstärksten Sterne in unserer Milchstraße.
Größenvergleich
VY Canis Majoris ist ein Roter
Hyperriese. Er ist einer der größten
Sterne, dessen Größe abschätzbar ist
und vielleicht auch einer der
leuchtstärksten Sterne in unserer
Milchstraße. Man schätzt ihn auf das
1800- bis 2100-fache des Sonnenradius.
Würde unsere Sonne durch ihn ersetzt, dann wäre seine Oberfläche außerhalb der
Umlaufbahn des Saturn. Sein Durchmesser ist damit etwa 200.000-mal so groß wie
derjenige der Erde, also etwa 2,5 Mrd. Kilometer.
Größenvergleich
VY Canis Majoris ist ein Roter
Hyperriese. Er ist einer der größten
Sterne, dessen Größe abschätzbar ist
und vielleicht auch einer der
leuchtstärksten Sterne in unserer
Milchstraße. Man schätzt ihn auf das
1800- bis 2100-fache des Sonnenradius.
Würde unsere Sonne durch ihn ersetzt, dann wäre seine Oberfläche außerhalb der
Umlaufbahn des Saturn. Sein Durchmesser ist damit etwa 200.000-mal so groß wie
derjenige der Erde, also etwa 2,5 Mrd. Kilometer.
Zur Verdeutlichung: Ein Flugzeug, das mit 800 km/h fliegt, würde etwa 350 Jahre
brauchen, um diese Strecke zurück zu legen.
Größenvergleich
VY Canis Majoris ist ein Roter
Hyperriese. Er ist einer der größten
Sterne, dessen Größe abschätzbar ist
und vielleicht auch einer der
leuchtstärksten Sterne in unserer
Milchstraße. Man schätzt ihn auf das
1800- bis 2100-fache des Sonnenradius.
Würde unsere Sonne durch ihn ersetzt, dann wäre seine Oberfläche außerhalb der
Umlaufbahn des Saturn. Sein Durchmesser ist damit etwa 200.000-mal so groß wie
derjenige der Erde, also etwa 2,5 Mrd. Kilometer.
Zur Verdeutlichung: Ein Flugzeug, das mit 800 km/h fliegt, würde etwa 350 Jahre
brauchen, um diese Strecke zurück zu legen.
Ein weiterer Vergleich: Hätte die Erde einen Durchmesser von 1 mm, dann hätte
unsere Sonne einen Durchmesser von etwa 11 Zentimetern und VY Canis Majoris
einen Durchmesser von etwa 155 Metern.
Die Entfernung von der Erde beträgt etwa 1500 Parsec = 4900 Lichtjahre.
Sternentwicklung
Ausgangspunkt für die Sternentstehung
ist eine Gaswolke, die überwiegend aus
Wasserstoff besteht und die aufgrund
ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert.
Bei ihrer Kontraktion nimmt die Dichte
zu und wegen der freiwerdenden
Gravitationsenergie (wie des damit
erhöhten Gravitationsdrucks) steigt die
Temperatur extrem an.
Bild links: der Omeganebel im Schützen
hat einen Durchmesser von 40 Ly und
enthält ca. 80 Sonnenmassen. Er enthält
ca. 35 junge Sterne.
Sternentwicklung
Als Folge des Drehimpulses der Wolke bildet sich eine Materiescheibe aus, die den
jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse aufnimmt. Aus dieser
Akkretionsscheibe können ein oder mehrere Sterne sowie Planeten entstehen.
Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik.
Sternentwicklung
Bei ca. 10 Millionen
Kelvin setzt das
Wasserstoffbrennen ein,
also die stellare
Kernfusion von
Wasserstoff zu Helium
durch die Proton-ProtonReaktion.
Sternentwicklung
Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse
bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer.
Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren
gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das
Hunderttausendfache oder mehr.
Die Sonne dagegen hat nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer
Lebensphase hinter sich gebracht.
Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Sie
erreichen ein Alter von mehreren 10 Milliarden bis hin zu Billionen von Jahren.
Vergleich: Alter des Weltalls: knapp 14 Milliarden Jahre.
Sternentwicklung – Endphase (1)
Massearme Sterne bis zu 0,3
Sonnenmassen führen die Fusion des
Wasserstoffs in einer wachsenden Schale
um den erloschenen Kern fort. Sie
erlöschen nach dem Ende dieses so
genannten Schalenbrennens vollständig.
Durch die Temperaturabnahme im Zentrum
geben sie der Schwerkraft nach und
kontrahieren zu Weißen Zwergen mit
Durchmessern von einigen tausend
Kilometern. Dadurch steigt die
Oberflächentemperatur zunächst stark an.
Im weiteren Verlauf kühlen die Weißen
Zwerge jedoch ab und enden schließlich
als Schwarze Zwerge.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3
Sonnenmassen wie die Sonne selbst
erreichen durch weitere Kontraktion die
zum Heliumbrennen notwendige
Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei
der Zündung des Heliumbrennens spielen
sich innerhalb von Sekunden dramatische
Prozesse ab, bei denen der
Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100Milliarden-Fache der heutigen
Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass
an der Oberfläche davon etwas erkennbar
ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung
des Heliumbrennens werden als
Heliumflash bezeichnet.
Weiße Zwerge
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten
hohen Oberflächentemperatur eine sehr kleine Leuchtkraft aufweist, im HRD also
weit unterhalb der Hauptreihe liegt. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße
Farbe, der geringen Leuchtkraft – welche im Fall hoher Oberflächentemperatur auf
eine entsprechend kleine Oberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“.
Weiße Zwerge
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten
hohen Oberflächentemperatur eine sehr kleine Leuchtkraft aufweist, im HRD also
weit unterhalb der Hauptreihe liegt. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße
Farbe, der geringen Leuchtkraft – welche im Fall hoher Oberflächentemperatur auf
eine entsprechend kleine Oberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“.
Der Radius eines Weißen Zwerges beträgt nur knapp 10.000 km, was ungefähr dem
Radius der Erde entspricht.
Sein Volumen beträgt daher nur etwa ein paar Millionstel des Sonnenvolumens,
enthält aber eine komplette Sonnenmasse, was zu einer mittleren Dichte von etwa
einer Tonne pro cm³ führt. Mit einem kirschgroßen Stück eines Weißen Zwerges ließe
sich also etwa ein Auto aufwiegen.
Weiße Zwerge
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten
hohen Oberflächentemperatur eine sehr kleine Leuchtkraft aufweist, im HRD also
weit unterhalb der Hauptreihe liegt. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße
Farbe, der geringen Leuchtkraft – welche im Fall hoher Oberflächentemperatur auf
eine entsprechend kleine Oberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“.
Der Radius eines Weißen Zwerges beträgt nur knapp 10.000 km, was ungefähr dem
Radius der Erde entspricht.
Sein Volumen beträgt daher nur etwa ein paar Millionstel des Sonnenvolumens,
enthält aber eine komplette Sonnenmasse, was zu einer mittleren Dichte von etwa
einer Tonne pro cm³ führt. Mit einem kirschgroßen Stück eines Weißen Zwerges ließe
sich also etwa ein Auto aufwiegen.
Aus dem Spektrum und der Helligkeit lassen sich sofort einige wichtige Merkmale
Weißer Zwerge ableiten. Kennt man die Entfernung eines solchen Sterns, zum
Beispiel anhand der jährlichen Parallaxe, so gibt die Helligkeit unmittelbar Auskunft
über die Leuchtkraft.
Das Spektrum wiederum zeigt die Oberflächentemperatur an.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Beim Heliumbrennen entstehen Elemente
bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in
einer Schale um den Kern noch
Wasserstoffbrennen statt.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in
einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperaturund Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu Roten Riesen mit Durchmessern von
typischerweise dem Hundertfachen der Sonne. Bild nicht maßstäblich:
Sternentwicklung – Endphase (2)
Maßstäblicher Größenvergleich
der Sonne mit einem Roten
Riesen:
Sternentwicklung – Endphase (2)
Beim Heliumbrennen entstehen Elemente
bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in
einer Schale um den Kern noch
Wasserstoffbrennen statt. Durch den
Temperatur- und Leistungsanstieg
expandieren die Sterne zu Roten Riesen
mit Durchmessern von typischerweise dem
Hundertfachen der Sonne. Dabei werden
oft die äußeren Hüllen der Sterne
abgestoßen und bilden Planetarische
Nebel. Schließlich erlischt auch das
Heliumbrennen und die Sterne werden zu
Weißen Zwergen wie bei den
masseärmeren Sternen.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Ein planetarischer Nebel
besteht aus einer Hülle aus Gas
und Plasma, das von einem
alten Stern am Ende seiner
Entwicklung abgestoßen wird.
Der Name ist historisch
bedingt und irreführend, denn
solche Nebel haben nichts mit
Planeten zu tun.
Die Bezeichnung stammt daher, dass sie im Teleskop oft kugelförmig erscheinen
und aussehen wie ferne Gasplaneten.
Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre.
Im Vergleich zu einem durchschnittlichen Sternenleben, das mitunter mehrere
Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr kurz.
In unserer Galaxie, dem Milchstraßensystem, sind rund 1500 planetarische Nebel
bekannt. Foto: Ringnebel im Sternbild Leier.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Mit einer scheinbaren Helligkeit von 9,9 mag liegt der Eulennebel im
Sternbild Großer Bär. Die vom Zentralstern ausgestoßene Hülle hat etwa 2
Lichtjahre Durchmesser und dehnt sich mit etwa 40 km/s im Weltraum aus.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Der Ameisennebel ist ein junger planetarischer Nebel. Der Name kommt
von seinem Aussehen, da er dem Thorax einer Ameise ähnelt. Er breitet sich
strahlenförmig mit einer Geschwindigkeit von ca. 50 km/s aus.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Der Katzenaugennebel ist ein Planetarischer Nebel im Sternbild Drache. Er ist
strukturell einer der komplexesten unter den bekannten Nebeln.
Hochauflösende Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops enthüllten
außergewöhnliche Strukturen wie Knoten, Jets und bogenartige Merkmale.
Visuell ähnelt er dem Katzenauge und wurde entsprechend benannt.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Aufnahme des HST der Umgebung des Katzenaugennebels, man erkennt die
im Abstand von etwa 1500 Jahren emittierten Sphären.
Sternentwicklung – Endphase (2)
Der Schmetterlingsnebel, auch als M2-9 bekannt, ist ein galaktischer
planetarischer Nebel im Sternbild Schlangenträger und ist etwa 2100
Lichtjahre von der Erde entfernt. Er wurde im Jahre 1947 vom deutschamerikanischen Astronomen Rudolph Minkowski entdeckt. Bilder des
Hubble-Weltraumteleskops von 1997 lassen feine Gas-Strukturen erkennen,
die sich mit einer Geschwindigkeit von über 1600 km/s vom Stern entfernen.
Sternentwicklung – Endphase (3)
Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3
Sonnenmassen erreichen nach dem
Heliumbrennen das Stadium des
Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente
bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in
gewissem Sinne die Sternenasche, da aus
ihm weder durch Fusion noch durch
Kernspaltung weitere Energie gewonnen
werden kann.
Durch Sternwind oder die Bildung
Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne
jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse.
Sie geraten so unter die kritische Grenze
für eine Supernova-Explosion und werden
ebenfalls zu Weißen Zwergen.
Das Periodensystem der Elemente
Sternentwicklung – Endphase (4)
Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen
verbrennen in den letzten Jahrtausenden
ihres Lebenszyklus praktisch alle
leichteren Elemente in ihrem Kern zu
Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen
großen Teil der Masse in ihren äußeren
Schichten als Sternwind ab.
Gleichzeitig bilden sich um den Kern im
Sterninneren Schalen nach Art einer
Zwiebel, in denen verschiedene
Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände
in diesen Schalen unterscheiden sich
dramatisch. Das sei exemplarisch am
Beispiel eines Sternes mit 18
Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50-fachen
Sonnendurchmesser aufweist.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer
Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in
diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am
Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache
Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Vergleich Kohlenstoffbrennen:
Dichte von Blei = 11,3 g/cm³ = 11,3 kg/dm³.
Es herrscht also mehr als
die zwanzigfache Dichte. Die abgebildete Autobatterie
würde in einen Würfel von 10 cm Kantenlänge passen.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Vergleich Neonbrennen:
Das Urspringer Feuerwehrauto ist für 7,5 Tonnen
zugelassen. 7400 g/cm³ = 7400 kg/dm³ = 7,4 t/dm³
bedeutet, dass die Masse des voll beladenen und voll
besetzten Autos in einem Würfel von 10 cm Kantenlänge
bequem Platz fände.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Vergleich Sauerstoffbrennen:
Der Transportpanzer M113 wiegt etwas mehr als
12 Tonnen, diese würden bei einer Dichte von
16000 g/cm³ = 16000 kg/dm³ in einen Würfel mit
9 cm Kantenlänge Platz finden.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Vergleich Siliziumbrennen:
Die Schmalspurdampflok 99794 der Harzquerbahn wiegt
ca. 50t, ihre Masse fände bei einer Dichte von
50000 g/cm³ = 50000 kg/dm³ = 50t/dm³
in einem Würfel mit einer Kantenlänge von 10 cm Platz.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Vergleich letzte Brennphase:
Der Flugzeugträger ABRAHAM LINCOLN
wiegt ca. 100.000t, seine Masse fände bei
einer Dichte von
10.000.000 g/cm³ = 10.000 kg/cm³ = 10 t/cm³
in einem Würfel mit einer Kantenlänge
von 21,5 cm Platz.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Vergleich letzte Brennphase:
Man könnte auch zehn Würfel mit einer
Kantenlänge von 10 cm nehmen …
Das Periodensystem der Elemente
Sternentwicklung – Endphase (4)
Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert
sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa
10.000 km. Sobald er die Grenze von 1,44 Sonnenmassen
überschreitet, kollabiert er innerhalb Sekundenbruchteilen,
während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in
Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und
eine expandierende Explosionswolke bilden.
Unter welchen Umständen als Endprodukt einer solchen
Supernova ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch
entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte neben
der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und
dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen.
Sternentwicklung – Endphase (4)
Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt mit einer
extrem hohen Dichte und einem typischen Durchmesser von
etwa 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 bis 3
Sonnenmassen. Er steht am Ende seiner Sternentwicklung
und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer
bestimmten Massenklasse dar. Er besteht aus einer
besonderen Materieform von Neutronen, die im Zentrum
eine Dichte von etwa 1011 kg/cm³ bis zu 2,5·1012 kg/cm³
aufweist.
Das heißt, ein Kubikzentimeter dieser Art von Materie hat
etwa die Masse eines Eisenwürfels von 700 m Kantenlänge.
Sternentwicklung – Schema
Begriffserklärung
T-Tauri-Sterne (TTS) sind junge Sterne in einem Alter von
weniger als einer Million Jahre, die eine Masse zwischen
0,07 und 3 Sonnenmassen besitzen. Sie befinden sich
oberhalb der Hauptreihe und damit in einer frühen Phase
ihrer Entwicklung, in der sie noch kontrahieren.
In ihren Kernen finden noch keine oder erst seit kurzem
thermonukleare Reaktionen statt. Ein solcher Stern
befindet sich noch nicht im hydrostatischen
Gleichgewicht, wodurch sie zu mehr oder weniger
heftigen Ausbrüchen neigen.
Begriffserklärung
Die Hayashi-Linie ist eine nahezu senkrechte Linie im HRD, welche Gebiete, in denen
stabiles hydrostatisches Gleichgewicht möglich ist, von solchen, in denen dies nicht
möglich ist, abgrenzt. Sie liegt ca. bei einer Effektivtemperatur von 4000 K, ihre
genaue Position hängt von der Masse des jeweiligen betrachteten Sternes ab: Je mehr
Masse, desto höher die Effektivtemperatur, bei der sie liegt.
Sie wurde nach Chushiro Hayashi benannt, der 1961 aufzeigte, dass rechts von dieser
Linie keine stabilen Sterne existieren können. Sterne, die sich direkt auf der HayashiLinie befinden, sind vollkonvektiv und im hydrostatischen Gleichgewicht.
Sie spielt eine wichtige Rolle bei der Sternentstehung. Betrachtet man die Entwicklung
der kollabierenden Materie, aus der der Stern entsteht, im HRD, so nähert sich diese der
Linie von rechts. Der Kollaps der Wolke im freien Fall ist bei Erreichen der Linie
beendet. Dieser Zeitpunkt kann also in gewissem Sinne als Geburtsstunde des Sternes
angesehen werden.
Die weitere Entwicklung des Sterns verläuft entlang der Linie nach unten, d. h., bei
gleichbleibender Oberflächentemperatur verringert sich durch die Kontraktion die
Oberfläche und somit auch die Leuchtkraft.
Auch bei der Entwicklung der Sterne in der Nach-Hauptreihenphase spielt die Linie
eine Rolle. So können Riesensterne sie nicht überschreiten und ihre Entwicklung im
HRD biegt deshalb vor ihrem Erreichen nach oben ab.
Entwicklung unserer Sonne
Verteilung der Sterntypen im Foto
Verteilung der Sterntypen - sortiert
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