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-Proton-Reaktion.

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 100-Milliarden-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 Temperatur- und 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 deutsch-amerikanischen 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 40.000-fache 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 Hayashi-Linie 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