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Stern

Stichpunkte

Allgemein
	Der folgende Artikel beschreibt Sterne im Universum
	aus Plasma bestehenden HimmelskÃ¶rper
	dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird
	Andere Bedeutungen des Wortes unter Stern (BegriffsklÃ¤rung). Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden
	obwohl sie lediglich aufgrund ihrer RestwÃ¤rme Strahlung abgeben
	wie Neutronensterne und weiÃŸe Zwerge
	Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung
	werden zu den Sternen gezÃ¤hlt
	Der uns nÃ¤chste und best erforschte Stern ist die Sonne
	das Zentrum unseres Sonnensystems
	Ohne die WÃ¤rmestrahlung der Sonne wÃ¤re auf der Erde kein Leben mÃ¶glich
	dass die Sonne ein Stern ist
	Noch im Mittelalter war unbekannt
	FrÃ¼her wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenÃ¼ber Wandelstern (heute Planet) verwendet
	messbar am Himmel
	Aber auch die Fixsterne bewegen sich
	wenn auch nur sehr langsam
	So werden in einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein
	Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 Sterne mit bloÃŸem Auge zu erkennen
	die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann
	dass Sterne nicht nur bezÃ¼glich ihrer Entfernung
	Leuchtkraft
	Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel tÃ¤uscht leicht darÃ¼ber hinweg
	Massendichte
	Volumen und Prozesszeiten Wertebereiche Ã¼berspannen
	sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen
	dass ein TeelÃ¶ffel davon so viel wie ein ganzer Berg wiegen wÃ¼rde
	wÃ¤hrend das Innere von Neutronensternen so dicht ist
	So wÃ¼rde man die Ã¤uÃŸersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen
	Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin
	Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher inneren Strukturreichtum vor
	Dieser Artikel kann daher nur einen groben Ãœberblick bieten und auf weiterfÃ¼hrende Artikel verweisen. Bild nicht gefunden Der Sternhaufen der Plejaden Inhaltsverzeichnis showTocToggle("Anzeigen"
	"Verbergen") 1 Sterne aus der Sicht des Menschen 1.1 Sternbilder und Sternbezeichnungen 1.2 Verteilung der Sterne am Himmel 2 Sterne als physikalische Objekte im Universum 2.1 RÃ¤umliche Verteilung und Dynamik der Sterne 2.2 ZustandsgrÃ¶ÃŸen der Sterne 3 Sternentwicklung 3.1 Entstehung 3.2 Hauptreihenphase 3.3 SpÃ¤tstadien 3.3.1 Letzte Brennphasen 3.3.2 Nukleosynthese und MetallizitÃ¤t 4 VerÃ¤nderliche Sterne 5 Die Sonne als Stern 6 Siehe auch 7 Literatur 8 Weblinks 8.1 Videos [Bearbeiten]
Sterne aus der Sicht des Menschen
	[Bearbeiten]
Sternbilder und Sternbezeichnungen
	Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert
	spÃ¤ter auch zur Orientierung und Navigation benutzt
	Sie wurden religiÃ¶s interpretiert und zur Kalenderbestimmung
	Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurÃ¼ck
	Die zwÃ¶lf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie
	Aufgrund der PrÃ¤zession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben
	Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen
	Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol
	Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen
	Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurÃ¼ck
	in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise Î³ Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier
	Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds
	wie zum Beispiel bei 13 Lyrae
	Ein Ã¤hnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingefÃ¼hrt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet
	Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewÃ¤hlt
	wenn fÃ¼r einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert
	Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten
	Sterne nach ihnen zu benennen
	die zahlenden Kunden anbieten
	Diese Namen werden jedoch von niemandem auÃŸer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt
	Die Internationale Astronomische Union
	die offiziell fÃ¼r Sternbenennungen zustÃ¤ndige Stelle
	hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert. [Bearbeiten]
Verteilung der Sterne am Himmel
	Der uns nÃ¤chste Stern ist die Sonne
	er befindet sich in einer Entfernung von 4
	24 Lichtjahren
	Der nÃ¤chste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri
	Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius
	Alle mit bloÃŸem Auge erkennbaren Sterne gehÃ¶ren unserer Galaxis an
	der MilchstraÃŸe
	Sie scheinen sich entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren
	das die Ebene unserer Galaxis markiert
	Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit deutlich kleiner als die scheinbaren Punkte
	die wir sehen
	So erscheinen sie selbst in den besten Teleskopen nur punktfÃ¶rmig
	beruht lediglich auf Turbulenzen in der ErdatmosphÃ¤re. [Bearbeiten]
	das gelegentlich beobachtbar ist
	Das Flackern der Sterne
Sterne als physikalische Objekte im Universum
	Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurÃ¼ckgegriffen
	So beruht ein groÃŸer Teil unseres Wissens Ã¼ber Sterne aus theoretischen Sternmodellen
	deren QualitÃ¤t an der Ãœbereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird
	Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der PhÃ¤nomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch fÃ¼r die physikalische Grundlagenforschung von groÃŸer Bedeutung. [Bearbeiten]
RÃ¤umliche Verteilung und Dynamik der Sterne
	Fast alle Sterne finden sich in Galaxien
	Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet
	Nach SchÃ¤tzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 1022) Sternen
	Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benÃ¶tigen typischerweise fÃ¼r einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre
	Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kÃ¼rzere Umlaufzeiten ein
	oder Kugelsternhaufen
	auch Siebengestirn genannt
	Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht vÃ¶llig gleichmÃ¤ÃŸig verteilt
	sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden
	die sich im Halo von Galaxien befinden
	DarÃ¼ber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen. [Bearbeiten]
ZustandsgrÃ¶ÃŸen der Sterne
	Bild nicht gefunden Farben-Helligkeits-Diagramm
	schematisch
	Die logarithmische Helligkeitsskala erstreckt sich Ã¼ber mehr als 4 Zehnerpotenzen
	Links befinden sich der blaue und rechts der rote Spektralbereich
	Das eingezeichnete Linienfeld markiert Spektralklassen B0 bis M0 und Helligkeitsklassen Ia bis V
	Sterne lassen sich mit wenigen ZustandsgrÃ¶ÃŸen nahezu vollstÃ¤ndig charakterisieren
	Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter
	je nach Zusammenhang: Masse Radius Dichte MetallizitÃ¤t (HÃ¤ufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium) Rotationsgeschwindigkeit Die OberflÃ¤chentemperatur
	Dazu zÃ¤hlen OberflÃ¤chentemperatur Schwerebeschleunigung an der OberflÃ¤che absolute Helligkeit (Leuchtkraft) und
	die Schwerebeschleunigung und die HÃ¤ufigkeit der chemischen Elemente an der SternoberflÃ¤che lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln
	beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe
	Ist die Entfernung eines Sterns bekannt
	die durch Photometrie gemessen wird
	so kann man die Leuchtkraft Ã¼ber die scheinbare Helligkeit berechnen
	Aus diesen Informationen kÃ¶nnen schlieÃŸlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden
	Die Rotationsgeschwindigkeit v am Ã„quator kann nicht direkt bestimmt werden
	die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt
	sondern nur die projizierte Komponente v sini mit der Inklination i
	Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen 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 die Hauptreihe ist
	Durch eine Eichung anhand der bekannten ZustandsgrÃ¶ÃŸen einiger Sternen erhÃ¤lt man die MÃ¶glichkeit
	die ZustandsgrÃ¶ÃŸen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschÃ¤tzen
	dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen
	bedeutet
	dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird. Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm
	Die Tatsache
	nÃ¤mlich seine anfÃ¤ngliche Masse
	Die zugehÃ¶rige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige GrÃ¶ÃŸe festgelegt
	entwickeln sich im SpÃ¤tstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiÃŸe Zwerge
	Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe
	Diese Stadien werden im Abschnitt Ã¼ber die Sternentwicklung nÃ¤her beschrieben
	Der Wertebereich einiger ZustandsgrÃ¶ÃŸen Ã¼berdeckt viele GrÃ¶ÃŸenordnungen
	Die OberflÃ¤chentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 3.000 K bis 45.000 K
	2 bis 15 Sonnenradien
	ihre Massen von 0
	15 bis 60 Sonnenmassen und ihre Radien von 0
	bei manchen sogar die des Mars
	dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hÃ¤tte
	Rote Riesen sind deutlich kÃ¼hler und kÃ¶nnen so groÃŸ werden
	obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist. [Bearbeiten]
	WeiÃŸe Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K
	sind aber nur so klein wie die Erde
Sternentwicklung
	[Bearbeiten]
Entstehung
	Ein groÃŸer Anteil der Sterne ist im FrÃ¼hstadium des Universums vor Ã¼ber 10 Milliarden Jahren entstanden
	Aber auch heute bilden sich noch Sterne
	die Ã¼berwiegend aus Wasserstoff besteht
	deren Rand wir als Balken in der Mitte eines dunklen Doppelkegels erkennen. Ausgangspunkt fÃ¼r die Sternentstehung ist eine Gaswolke
	in der unteren Infrarotaufnahme die Staubscheibe
	Die typische Sternentstehung verlÃ¤uft nach folgendem Schema: Bild nicht gefunden Aufnahmen eines entstehenden Sterns: oben ein leuchtender Jet von 12 Lichtjahren LÃ¤nge in einer optischen Aufnahme
	und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert
	wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert
	Das geschieht
	und damit das Jeans-Kriterium erfÃ¼llt ist
	aus denen anschlieÃŸend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert
	Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen
	sondern eher in Gruppen. Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an
	AuslÃ¶ser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova
	wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht
	Der freie Kollaps kommt zum Stillstand
	die das Gebiet abgrenzt
	innerhalb dessen Ã¼berhaupt stabile Sterne mÃ¶glich sind
	wo das Wasserstoffbrennen einsetzt
	Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunÃ¤chst entlang dieser Hayashi-Linie
	das heiÃŸt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-WeizsÃ¤cker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion
	bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt
	und aus der er weiter Masse akkretiert
	Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus
	die den junge Stern umkreist
	diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden
	Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems
	Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik
	Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild)
	dass der Massenverlust die Akkretionsrate Ã¼bersteigen wÃ¼rde
	die eine LÃ¤nge von Ã¼ber 10 Lichtjahren erreichen kÃ¶nnen. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung: Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen kÃ¶nnen durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen
	da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaÃŸen starken Sternwind produzieren wÃ¼rden
	wie beispielsweise die blauen NachzÃ¼gler (engl. blue stragglers)
	Sterne dieser GrÃ¶ÃŸe
	entstehen vermutlich durch Sternkollisionen
	Massereiche und damit heiÃŸe Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell
	Nach der ZÃ¼ndung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse
	Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm
	Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase
	in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden
	akkretiert aber noch einige Zeit Masse
	In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe
	MasseÃ¤rmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der ZÃ¼ndung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse
	In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar
	durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne
	WÃ¤hrend sie sich der Hauptreihe annÃ¤hern
	08 Sonnenmassen
	um eine Kernfusion zu zÃ¼nden
	Objekte unter 0
	d. h. etwa 80 Jupitermassen
	erreichen nicht die nÃ¶tige Temperatur
	die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den groÃŸen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind
	kÃ¶nnen kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen
	Lediglich die braunen Zwergen
	bevor sie auskÃ¼hlen
	Man zÃ¤hlt sie jedoch nicht zu den Sternen. Bild nicht gefunden Aktives Sternentstehungsgebiet NGC604 mit einem Durchmesser von 1.300 Lichtjahren in der Triangelgalaxie M33
	Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen
	kÃ¶nnen aber auch unabhÃ¤ngig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden
	Wenn sich Sterne in Gruppen bilden
	Man schÃ¤tzt
	dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind
	Im FrÃ¼hstadium des Universums standen fÃ¼r die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur VerfÃ¼gung
	Diese Sterne zÃ¤hlt man zur so genannten Population II
	Man findet sie vor allem im Halo der MilchstraÃŸe
	die in frÃ¼heren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise Ã¼ber Supernova-Explosionen wieder in die interstellare Materie gelangt sind
	enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen
	Sterne die spÃ¤ter entstanden sind
	Dazu gehÃ¶ren die meisten Sterne der Galaxienscheibe
	Man bezeichnet sie als Population I
	Ein Beispiel fÃ¼r eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren
	da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden
	Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im RÃ¶ntgenbereich beobachtet
	anders als das sichtbare Licht
	Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das RÃ¶ntgenteleskop Chandra. [Bearbeiten]
Hauptreihenphase
	Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt
	umso kÃ¼rzer ist seine Brenndauer
	Je grÃ¶ÃŸer die Masse eines Sternes ist
	Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahre ihren gesamten Brennstoff
	Ihre Strahlungsleistung Ã¼bertrifft dabei die der Sonne um das 10.000fache oder mehr
	Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die HÃ¤lfte ihrer Hauptreihenphase verbracht
	Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer
	Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist
	hat von den masseÃ¤rmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen
	Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung
	oder wie stark der Sternwind wird
	ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden kÃ¶nnen
	der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung fÃ¼hren kann
	Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er
	Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren ElementhÃ¤ufigkeiten
	wie sie fÃ¼r die meisten Sterne in der Scheibe der MilchstraÃŸe Ã¼blich sind
	zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse
	In den magellanschen Wolken beispielsweise
	haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen
	die schwereren Sterne links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm
	die leichteren rechts unten
	Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den grÃ¶ÃŸten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe
	Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne grÃ¶ÃŸer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne
	Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt
	der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt
	jedoch etwa die HÃ¤lfte seiner Masse enthÃ¤lt
	Die Temperatur betrÃ¤gt dort Ã¼ber 10 Millionen Kelvin
	Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an
	Der Energietransport an die SternoberflÃ¤che dauert mehrere hunderttausend Jahre
	Er findet Ã¼ber Strahlungstransport
	WÃ¤rmeleitung oder Konvektion statt
	Den Bereich
	nennt man die SternatmosphÃ¤re
	der die Strahlung in den Weltraum abgibt
	Ihre Temperatur betrÃ¤gt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. [Bearbeiten]
SpÃ¤tstadien
	[Bearbeiten]
Letzte Brennphasen
	Mit dem ErlÃ¶schen des Wasserstoffbrennens im Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe
	Die weitere Entwicklung verlÃ¤uft fÃ¼r massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden
	Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2
	3 Sonnenmassen fÃ¼hren die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort
	3 Sonnenmassen als massearm. Massearme Sterne bis zu 0
	Sie erlÃ¶schen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollstÃ¤ndig
	Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerekraft nach und kontrahieren zu weiÃŸen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern
	Dadurch steigt die OberflÃ¤chentemperatur zunÃ¤chst stark an
	5 Lichtjahren
	3 Sonnenmassen
	wie die Sonne selbst
	erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern
	3 und 2
	Im weiteren Verlauf kÃ¼hlen die weiÃŸen Zwerge jedoch ab und enden schlieÃŸlich als schwarze Zwerge. Bild nicht gefunden Planetarischer Nebel Messier 57 mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr. Bild nicht gefunden Nebel um den extrem massereichen Stern eta Carinae mit einem LÃ¤ngsdurchmesser von etwa 0
	entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren. Massearme Sterne zwischen 0
	ohne dass an der OberflÃ¤che davon etwas erkennbar ist
	Bei der ZÃ¼ndung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab
	bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100 Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann
	Diese VorgÃ¤nge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet
	Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Kohlenstoff
	insbesondere Stickstoff und 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 100fachen der Sonne
	Dabei werden oft die Ã¤uÃŸeren HÃ¼llen der Sterne abgestoÃŸen und bilden Planetarische Nebel
	3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens
	bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen
	SchlieÃŸlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weiÃŸen Zwergen wie oben beschrieben. Massereiche Sterne zwischen 2
	da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann
	Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche
	Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse
	Sie geraten so unter die kritische Grenze fÃ¼r eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weiÃŸen Zwergen. Massereiche Sterne Ã¼ber 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen
	Auch diese Sterne stoÃŸen eine groÃŸen Teil der Masse in ihren Ã¤uÃŸeren Schichten als Sternwind ab
	wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae
	Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen
	Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel
	in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden
	Die ZustÃ¤nde in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch
	Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt
	der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist:   Brennmaterial  (bzw
	Fe) Temperatur in Millionen Kelvin    Dichte (kg/cm3)   Brenndauer H 40 0
	1 1 Million 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 Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der ErdatmosphÃ¤re Ã¼ber einem Lavasee
	006   10 Millionen J.   He 190 1
	Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km
	44 Sonnenmassen Ã¼berschreitet
	Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1
	findet eine Supernova vom Typ II statt
	ist noch nicht genau bekannt
	Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden wÃ¤hrend die Ã¤uÃŸeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoÃŸen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen UmstÃ¤nden als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht
	Dabei dÃ¼rfte insbesondere die Masse aber auch der Rotation des VorlÃ¤ufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle spielen
	MÃ¶glich wÃ¤re auch die Bildung eines Quarksterns
	dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist
	bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weiÃŸen Zwerg stattfindet (Typ Ia)
	Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem
	kÃ¶nnen Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollstÃ¤ndig zerreiÃŸen. [Bearbeiten]
Nukleosynthese und MetallizitÃ¤t
	Elemente schwerer als Helium werden fast ausschlieÃŸlich durch Kernreaktionen im spÃ¤ten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt
	Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma kÃ¶nnen alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen
	Schwerere Elemente
	bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt
	werden durch Einfang von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet
	explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess
	HauptsÃ¤chlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem Î²-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten
	Hierbei steht s fÃ¼r slow und r fÃ¼r rapid
	findet auch Protoneneinfang und Spallation statt
	Neben diesen beiden hÃ¤ufigsten Prozessen
	die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den ElementhÃ¤ufigkeiten fÃ¼hren
	Die entstandenen Elemente werden zum groÃŸen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist
	aus dem weitere Generationen von Sternen entstehen
	um so mehr sind die Elemente
	die schwerer als Helium sind
	Je hÃ¤ufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde
	angereichert
	FÃ¼r diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebÃ¼rgert
	Da sich diese Metalle einigermaÃŸen gleichmÃ¤ÃŸig anreichern
	genÃ¼gt es oft
	statt der einzelnen ElementhÃ¤ufigkeiten die MetallizitÃ¤t anzugeben
	deren relative HÃ¤ufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen
	Sterne
	werden als chemisch pekuliar bezeichnet
	SpÃ¤tere Sternengenerationen haben folglich eine hÃ¶here MetallizitÃ¤t
	Die MetallizitÃ¤t ist daher ein MaÃŸ fÃ¼r das Entstehungsalter eines Sternes. [Bearbeiten]
VerÃ¤nderliche Sterne
	Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen
	Man unterscheidet folgende drei Typen: BedeckungsverÃ¤nderliche
	die sich wÃ¤hrend ihres Umlaufes zeitweise verdecken. PulsationsverÃ¤nderliche
	Dabei handelt es sich um Doppelsterne
	Dabei verÃ¤ndern sich die ZustandsgrÃ¶ÃŸen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft
	in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium
	Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen wÃ¤hrend ihrer Entwicklung
	Man unterscheidet: Cepheiden
	Ihrer Periode lÃ¤sst sich exakt einer bestimmten Leuchtkraft zuordnen
	Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von groÃŸer Bedeutung
	Mira-Sterne
	Ihre Periode ist lÃ¤nger und unregelmÃ¤ÃŸiger als die der Cepheiden
	RR-Lyrae-Sterne
	Sie pulsieren sehr regelmÃ¤ÃŸig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft der Sonne. Eruptiv VerÃ¤nderliche
	die sich oft in mehr oder weniger unregelmÃ¤ÃŸigen AbstÃ¤nden wiederholen
	Sie erleiden fÃ¼r kurze Zeiten AusbrÃ¼che
	Man unterscheidet: Zwergnovae oder Kataklysmisch VerÃ¤nderliche
	Dabei handelt es sich um RÃ¶ntgendoppelsterne mit Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weiÃŸen Zwerg
	Sie erleiden AusbrÃ¼che in AbstÃ¤nden von wenigen Stunden
	Novae
	Dabei strÃ¶mt Materie von einem roten Riesen zu einem kompakten Begleitstern und zÃ¼ndet beim Erreichen einer kritischen Masse auf dessen OberflÃ¤che eine Kernfusion nach Art einer Wasserstoffbombe
	Supernovae
	von denen Typ Ia ebenfalls ein DoppelsternphÃ¤nomen ist
	Bei Supernovae gibt es mehrere Typen
	Nur die Typen Ib
	wie beispielsweise die Pulsare
	Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns. DarÃ¼ber hinaus gibt es weitere Sterne
	jedoch nicht zu den verÃ¤nderlichen Sternen gezÃ¤hlt werden
	die eine zeitabhÃ¤ngige scheinbare Helligkeit aufweisen
	Dabei handelt es sich um Neutronensterne
	so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet
	die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Ãœberstreicht dieser Kegel wÃ¤hrend der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter
	wenn Materie in sie hineinstÃ¼rzt
	Auch schwarze LÃ¶cher kÃ¶nnen kurzzeitige sowie lÃ¤nger anhaltende StrahlungsausbrÃ¼che erleiden
	Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmÃ¤ÃŸig. [Bearbeiten]
Die Sonne als Stern
	Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V
	aber nicht ungewÃ¶hnlich
	Solche Sterne sind zwar seltener als die der "spÃ¤teren" Typen K und M
	Sie steht nach 5 Milliarden Jahren etwa in der Mitte ihres Lebens auf der Hauptreihe
	so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden
	Viele uns bekannte PhÃ¤nomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten
	aber doch vergleichsweise unscheinbar
	die Sterne der Typen F
	G K und M umgibt
	Sonnenflecken und deren 11-jÃ¤hriger AktivitÃ¤tszyklus
	Dazu zÃ¤hlen beispielsweise die Korona
	Protuberanzen
	Flecken wurden auf anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden
	sind aber nicht wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen
	Diese Sternflecken bedecken oft bis zu einem Drittel der OberflÃ¤che von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauss
	Das Magnetfeld an der OberflÃ¤che der Sonne betrÃ¤gt nur zwischen einem und fÃ¼nf Gauss
	um zehn GrÃ¶ÃŸenordnungen kleiner als beispielsweise bei Wolf-Rayet-Sternen
	ist verglichen mit anderen stellaren Winden sehr gering
	Auch der Massenverlust durch Sonnenwind
	verantwortlich fÃ¼r Polarlicht und Kometenschweife
	massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer. [Bearbeiten]
Siehe auch
	Liste der Sterne [Bearbeiten]
	astronomische Objekte
Literatur
	H.H
	AbriÃŸ der Astronomie
	4. Ã¼berarb
	Voigt
	Aufl
	H
	ISBN 3-411-03148-4
	Hans ElsÃ¤sser
	Physik der Sterne und der Sonne
	Scheffler
	2. Ã¼berarb
	Aufl
	R
	ISBN 3-411-14172-7
	Kippenhahn
	A
	Weigert
	ISBN 3-540-50211-4 (englisch) [Bearbeiten]
	Stellar structure and evolution
	2nd corr. ed.
Weblinks
	Sternentstehung (http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm) auf www.zum.de Sternentstehung (http://www.astronomia.de/sternent.htm) www.astronomia.de; Zusammenfassung Celestia (http://celestia.sourceforge.net) freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL) [Bearbeiten]
Videos
	Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Wie entstehen Sterne? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=981122.rm) Kann man zu den Sternen reisen? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990314.rm) Rauchen junge Sterne? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000716.rm) Was sind Doppelsterne? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010429.rm&g2=1) Was sind Kugelsternhaufen? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020303.rm) Was sind Quark-Sterne? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=021222.rm) Was sind Population-Drei-Sterne? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031015.rm) Beurteilung: Dieser Artikel ist in die Liste exzellenter Artikel aufgenommen worden. bg:Ð—Ð²ÐµÐ·Ð´Ð° ca:Estel cs:HvÄ›zda cy:Seren da:Stjerne (astronomi) en:Star eo:Stelo es:Estrella fi:TÃ¤hti fr:Ã‰toile he:×›×•×›×‘ ia:Stella id:Bintang it:Stella ja:æ˜Ÿ lb:StÃ¤r ms:Bintang nah:Citialin nl:Ster no:Stjerne pl:Gwiazda pt:Estrela ro:Stea ru:Ð—Ð²ÐµÐ·Ð´Ð° simple:Star sl:Zvezda sv:StjÃ¤rna th:à¸”à¸²à¸§à¸¤à¸?à¸©à¹Œ zh:æ?’æ˜Ÿ

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Allgemein

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Verteilung der Sterne am Himmel

Sterne als physikalische Objekte im Universum

RÃ¤umliche Verteilung und Dynamik der Sterne

ZustandsgrÃ¶ÃŸen der Sterne

Sternentwicklung

Entstehung

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SpÃ¤tstadien

Letzte Brennphasen

Nukleosynthese und MetallizitÃ¤t

VerÃ¤nderliche Sterne

Die Sonne als Stern

Siehe auch

Literatur

Weblinks

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