Studium, Ausbildung und Beruf

web uni-protokolle.de
 powered by
NachrichtenLexikonProtokolleBücherForenSonntag, 26. Oktober 2014 

Stern


Dieser Artikel von Wikipedia ist u.U. veraltet. Die neue Version gibt es hier.
Der folgende Artikel beschreibt Sterne im Universum. Andere Bedeutungen des Wortes unter Stern (Begriffsklärung) .
[[Bild:Plejaden.jpg|thumb|right|250px|Der Sternhaufen der Plejaden ]] Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden aus Plasma bestehenden Himmelskörper dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird. Aber auch kompakten Endstadien der Sternentwicklung wie Neutronensterne und weiße Zwerge werden zu den Sternen gezählt obwohl lediglich aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben.

Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelstern (heute: Planet ) verwendet. Aber auch diese Fixsterne bewegen wenn auch nur sehr langsam. So werden einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein.

Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 mit dem bloßen Auge zu erkennen. Der dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel täuscht darüber hinweg dass Sterne nicht nur bezüglich Entfernung sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten Temperaturen Leuchtkraft Massendichte Volumen und Prozesszeiten Wertebereiche überspannen die man als astronomisch bezeichnen kann. So würde man äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen während das Innere von Neutronensternen dicht ist dass ein Teelöffel davon so wie ein ganzer Berg wiegen würde. Ebenso die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis mehreren Milliarden Kelvin . Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von liegt oft auch ein erheblicher inneren Strukturreichtum Dieser Artikel kann daher nur einen groben bieten und auf weiterführende Artikel verweisen.

Inhaltsverzeichnis

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Sterne haben in allen Kulturen eine Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung später auch Orientierung und Navigation benutzt. Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die Sternbilder des Tierkreis bildeten die Basis der Astrologie . Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele heute bekannten Eigennamen wie Algol Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen.

Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des in dem der Stern liegt; so bezieht beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern Sternbild Leier . Ein ähnliches System wurde durch den Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen des Sternbilds gebildet wie zum Beispiel bei Lyrae. Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer einem Sternkatalog identifiziert.

Es gibt eine Reihe von Firmen sogar Sternwarten die zahlenden Kunden anbieten Sterne nach zu benennen. Diese Namen werden jedoch von außer der registrierenden Firma und dem Kunden Die Internationale Astronomische Union die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle hat sich deutlich von Praxis distanziert.

Verteilung der Sterne am Himmel

Der uns nächste Stern ist die Sonne . Der nächste Fixstern in klassischem Sinn Proxima Centauri er befindet sich in einer Entfernung 4 24 Lichtjahren . Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne unserer Galaxis an. Sie scheinen sich entlang eines am Himmel zu konzentrieren der Milchstraße das die Ebene unserer Galaxis markiert.

Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung Wirklichkeit deutlich kleiner als die scheinbaren Punkte wir sehen. So erscheinen sie selbst in besten Teleskopen nur punktförmig. Das Flackern der Sterne gelegentlich beobachtbar ist beruht lediglich auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre .

Sterne als physikalische Objekte im Universum

Die Astronomie hat in den letzten Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen deren an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne der enormen Vielfalt der Phänomene und der der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien . Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit etwa 70 Trilliarden (7 x 10 22 ) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer nicht völlig gleichmäßig verteilt sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden auch Siebengestirn genannt oder Kugelsternhaufen die sich im Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in Randbereichen.

Zustandsgrößen der Sterne

Farben-Helligkeits-Diagramm schematisch. Die logarithmische Helligkeitsskala erstreckt sich mehr als 4 Zehnerpotenzen. Links befinden sich blaue und rechts der rote Spektralbereich. Das Linienfeld markiert Spektralklassen B0 bis M0 und Ia bis V.

Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt fundamentale Parameter . Dazu zählen und je nach Zusammenhang:

Die Oberflächentemperatur die Schwerebeschleunigung und die der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe so kann man die Leuchtkraft über scheinbare Helligkeit berechnen die durch Photometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können der Radius und die Masse des Sterns werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden sondern die projizierte Komponente v sin i mit der Inklination i die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt.

Mehr als 99 Prozent aller Sterne sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche deren wichtigster Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der Zustandsgrößen einiger Sternen erhält man die Möglichkeit Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache dass sich alle Sterne so einfach einordnen lassen bedeutet das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ physikalischen Prinzipien bestimmt wird.

Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine Größe festgelegt nämlich seine anfängliche Masse. Dabei die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe entwickeln sich im Spätstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiße Zwerge . Diese Stadien werden im Abschnitt über Sternentwicklung näher beschrieben.

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen . Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von 3.000  K bis 45.000 K ihre Massen von 0 bis 60 Sonnenmassen und ihre Radien von 0 2 15 Sonnenradien . Rote Riesen sind deutlich kühler und so groß werden dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte bei manchen die des Mars . Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu sind aber nur so klein wie die obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.

Sternentstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:

Aufnahmen eines entstehenden Sterns: oben ein leuchtender von 12 Lichtjahren Länge in einer optischen unten ist die Staubscheibe auf deren Rand sehen als Balken in der Mitte eines Doppelkegels zu erkennen.

  1. Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine die überwiegend aus Wasserstoff besteht und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht wenn die Schwerkraft Gasdruck dominiert und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova Dichtewellen in der interstellaren Materie oder Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein.
  2. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke einzelne Globulen aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: entstehen die Sterne selten isoliert sondern eher Gruppen.
  3. Bei der weiteren Kontraktion der Globulen die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie Temperatur weiter an. Der freie Kollaps kommt Stillstand wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die Hayashi-Linie erreicht die das Gebiet abgrenzt innerhalb überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt das Wasserstoffbrennen einsetzt das heißt die Kernfusion von zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion . Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe die den junge Stern umkreist und aus er weiter Masse akkretiert . Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher nicht gut verstanden. Aus der Ebene der wird die Ekliptik . Bei der Akkretion aus der Scheibe sich auch in beide Richtungen der Polachsen Jets (siehe Bild) die eine Länge von 10 Lichtjahren erreichen können.

Je nach Masse ergeben sich verschiedene der Sternentstehung:

  • Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar entstehen da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium dermaßen starken Sternwind produzieren würden dass der die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers ) entstehen vermutlich durch Sternkollisionen .
  • Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung Kernfusion treibt die UV -reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im
  • Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase in der sie genannt werden. In dieser Phase befindet sich Stern schon auf der Hauptreihe akkretiert aber einige Zeit Masse.
  • Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der der Kernfusion noch einige Zeit in die eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. sie sich der Hauptreihe annähern durchlaufen sie Stadium der T-Tauri-Sterne.
  • Objekte unter 0 08 Sonnenmassen d. h. etwa 80 Jupitermassen erreichen nicht die nötige Temperatur um Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwergen die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind können geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen bevor sie auskühlen. Man zählt jedoch nicht zu den Sternen.

Aktives Sternentstehungsgebiet NGC604 mit einem Durchmesser von Lichtjahren in der Triangelgalaxie M33.

Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. sich Sterne in Gruppen bilden können aber unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt dass etwa Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder sind.

Im Frühstadium des Universums standen für Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Sterne zählt man zur so genannten Population II. Man findet sie vor allem Halo der Milchstraße. Sterne die später entstanden enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil schweren Elementen die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielweise über Supernova-Explosionen in die interstellare Materie gelangt sind. Dazu die meisten Sterne der Galaxienscheibe. Man bezeichnet als Population I.

Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren . Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet da diese Spektralbereiche durch die Staubwolken kaum absorbiert werden anders als das Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra .

Sternentwicklung

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer Masse eines Sternes ist umso kürzer ist Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur hunderttausend Jahre ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung dabei die der Sonne um das 10.000fache mehr. Die Sonne dagegen hat nach 5 Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Jahre alt ist hat von den masseärmsten noch kein einziger die Hauptreihe verlassen.

Neben der Masse ist der Anteil schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss die Brenndauer bestimmt er ob sich beispielsweise bilden können oder wie stark der Sternwind der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten wie sie die meisten Sterne in der Scheibe der üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft Milchstrasse haben die Sterne jedoch einen deutlich Anteil an schweren Elementen.

Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe die Sterne links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm die leichteren unten. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die größer und bewegen sich in Richtung der

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt jedoch die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet Strahlungstransport Wärmeleitung oder Konvektion statt. Die Bereich der die Strahlung den Weltraum abgibt nennt man die Sternatmosphäre. Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens im verlassen die Sterne die Hauptreihe. Die weitere verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2 Sonnenmassen als massearm.

  • Massearme Sterne bis zu 0 3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. erlöschen nach dem Ende dieses so genannten vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben der Schwerekraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab enden schließlich als schwarze Zwerge .

Planetarischer Nebel Messier 57 mit einem Durchmesser etwa einem Lichtjahr.

Nebel um den extrem massereichen Stern eta mit einem Längsdurchmesser von etwa 0 5 entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150

  • Massearme Sterne zwischen 0 3 und 2 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich von Sekunden dramatische Prozesse ab bei denen Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100 Milliardenfache Sonnenleistung ansteigen kann ohne dass an der davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Kohlenstoff insbesondere Stickstoff und Sauerstoff . Gleichzeitig findet in einer Schale um Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100fachen Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel . Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben

  • Massereiche Sterne zwischen 2 3 und 8 erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium Kohlenstoffbrennens bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne Sternenasche da aus ihm weder durch Fusion durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen ihrer Masse. Sie geraten so unter die Grenze für eine Supernova -Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.

  • Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern Eisen. Auch diese Sterne stoßen eine großen der Masse in ihren äußeren Schichten als ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft Strukturen wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae . Gleichzeitig bilden sich um den Kern Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel in verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt der 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist:

  Brennmaterial  
(bzw. Fe)
Temperatur in
 Millionen Kelvin 
  Dichte (kg/cm 3 )   Brenndauer
H 40 0 006   10 Millionen J.  
He 190 1 1 1 Millionen J.
C 740 240 12.000 Jahre
Ne 1.600 7.400 12 Jahre
O 2.100 16.000 4 Jahre
S/Si 3.400 50.000 1 Woche
Fe-Kern 10.000   10.000.000   -

Die Grenze zwischen der Helium- und der ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1 44 Sonnenmassen überschreitet findet Supernova vom Typ II statt. Dabei kollabiert Eisenkern innerhalb weniger Sekunden während die äußeren durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine Explosionswolke bilden.

Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht ist noch nicht genau bekannt. dürfte insbesondere die Masse aber auch der des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem dem Massetransfer von einem roten Riesen zu weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia) können Kohlenstofffusionsprozesse Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast durch Kernreaktionen in Sternen im Verlauf der Sternentwicklung erzeugt. Dabei werden Elemente bis zur von Eisen in Fusionsreaktionen erzeugt während Elemente als Eisen nur durch den Einfang von erzeugt werden können. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten explosiven Phase Supernova im r-Prozess . Hierbei steht s für slow und r für rapid . Neben diesen beiden häufigsten Prozessen die Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den führen findet auch Protoneneinfang und Spallation statt.

Die entstandenen Elemente werden zum großen wieder in das interstellare Medium eingespeist aus weitere Generationen von Sternen entstehen. Je öfter Prozess bereits durchlaufen wurde um so mehr die Elemente die schwerer als Helium sind Für diese Elemente hat sich in der der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen anreichern genügt es oft statt der einzelnen die Metallizität anzugeben. Sterne deren relative Häufigkeitsmuster von Schema abweichen werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß das Entstehungsalter eines Sternes.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitliche Schwankungen. Man folgende drei Typen:

  • Bedeckungsveränderliche . Dabei handelt es sich um Doppelsterne sich während ihres Umlaufes zeitweise verdecken.
  • Pulsationsveränderliche . Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während Entwicklung in der Regel aber erst nach Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
    • Cepheiden . Ihrer Periode lässt sich exakt einer Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der als so genannte Standardkerzen von großer Bedeutung.
    • Mira-Sterne. Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger die der Cepheiden.
    • RR-Lyrae-Sterne. Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft Sonne.
  • Eruptiv Veränderliche . Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen wiederholen. Man unterscheidet:
    • Zwergnovae oder Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es um Röntgendoppelsterne mit Massetransfer von einem roten Riesen einem weißen Zwerg. Sie erleiden Ausbrüche in von wenigen Stunden.
    • Novae . Dabei strömt Materie von einem roten zu einem kompakten Begleitstern und zündet beim einer kritischen Masse auf dessen Oberfläche eine nach Art einer Wasserstoffbombe .
    • Supernovae . Bei Supernovae gibt es mehrere Typen denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. die Typen Ib Ic und II markieren Ende der Evolution eines massereichen Sterns.

Darüber hinaus gibt es weitere Sterne eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen jedoch nicht den veränderlichen Sternen gezählt werden wie beispielsweise Pulsare . Dabei handelt es sich um Neutronensterne an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch schwarze können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden Materie in sie hineinstürzt. Ihre Intensität variiert nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Die Sonne als Stern

[[Bild:Sun SOHO image.jpg|thumb|250px|Unser Stern die Sonne im extremen Ultraviolett (304 Ångström Bild: Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V. Solche Sterne sind zwar seltener die der "späteren" Typen K und M nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 5 Milliarden etwa in der Mitte ihres Lebens auf Hauptreihe. Viele uns bekannte Phänomene der Sonne bei Sternen zwar zu erwarten aber doch unscheinbar so dass sie in anderen Sternen in den letzten Jahren oder noch gar gefunden wurden. Dazu zählen beispielsweise die Korona die Sterne der Typen F G und M umgibt Protuberanzen Sonnenflecken und deren 11-jähriger Aktivitätszyklus. Flecken wurden anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden sind aber wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen. Diese Sternflecken oft bis zu einem Drittel der Oberfläche Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauss. Das Magnetfeld der Oberfläche der Sonne beträgt nur zwischen und fünf Gauss. Auch der Massenverlust durch Sonnenwind verantwortlich für Polarlicht und Kometenschweife ist verglichen mit anderen stellaren Winden gering um zehn Größenordnungen kleiner als beispielweise Wolf-Rayet-Sternen massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer.

Siehe auch

Literatur

Weblinks




Bücher zum Thema Stern

Dieser Artikel von Wikipedia unterliegt der GNU FDL.

ImpressumLesezeichen setzenSeite versendenSeite drucken

HTML-Code zum Verweis auf diese Seite:
<a href="http://www.uni-protokolle.de/Lexikon/Stern.html">Stern </a>