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VorwortBearbeiten

Es gibt verschiedene Formen und Größen und damit auch Eigenschaften von Sternen. Zwar entsteht ein Stern auf ähnliche Art und Weise, aber die weitere Entwicklung dieser stellaren Öfen kann höchst unterschiedlich aussehen. Zunächst ballt sich Gas in einer riesigen Wolke zu einer kompakten Kugel zusammen, in der die Temperatur und der Druck ins Unermessliche steigen. Bei einem bestimmten Werteverhältnis von Temperatur und Druck kommt es zu einer Kernfusion und damit zur Zündung der Sonne. Die weitere Entwicklung des geborenen Sterns hängt nur von seiner Masse ab - also wie schwer er ist. Das Entscheidende für die Masse eines Himmelskörpers ist die Dichte und die Temperatur in einer Gaswolke. Von diesen beiden Faktoren hängt es also ab, wie schwer eine Sonne wird. Es gibt verschiedene Sternarten bzw. Sterntypen und unterschiedliche Sternstadien. Man kann sie z.B. auch nach Alter und Farbe zuordnen. Es gibt ebenso wenige Millionen Jahre alte, gelbe Sterne, wie auch einige Milliarden Jahre alte, rote Sterne. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm kategorisiert alle diese Sterntypen und deren Entwicklungsstadien sehr präzise und dient Wissenschaftlern aus aller Welt als authentische Wissensquelle, wenn es um die Einordnung von Sternen geht. Nachfolgend werden die verschiedenen Sternarten aufgelistet und kurz erläutert.

Vielseitigkeit der SternartenBearbeiten

  • Protostern / Vorläufer-Stern
    Protostern, Vorläufer-Stern WEB 2.0

    Im Herzen einer Gaswolke zündet ein sogenannter Protostern und startet die Kernfusion.

Besitzt ein Stern mindestens sieben Prozent weniger Masse als unsere Sonne, reicht die Schwerkraft im Inneren nicht aus, um Materie so zusammenzupressen und zu erhitzen, dass es zur Zündung kommt. Ein solcher Protostern, also ein heranwachsender Stern, glüht nur aufgrund der Gasatome, die sich erhitzen, auf. Dann erkaltet er nach einigen Milliarden Jahren und endet schließlich als dunkle und frostige Materiekugel, die einsam durchs All treibt. Die Kugel entwickelt sich also nicht zu einem echten Stern, sondern zu einem sogenannten Braunen Zwerg. Man kann ihn quasi als Blindgänger bezeichnen.

  • Brauner Zwerg
    Brauner Zwerg WEB 2.0

    Fotomontage eines Braunen Zwergs

Seine Masse liegt zwischen dem 13- und 75-fachen der Masse des Planeten Jupiter. Wie bei allen Himmelskörpern zieht die Schwerkraft ihre Materie in Richtung ihres Kerns. Bei ihnen reicht jedoch der Druck nicht zur Zündung. Die Atmosphäre gleicht denen von großen Planeten aus Gas, aber Braune Zwerge sind immer noch viel heißer als diese. Die Atmosphären weisen Temperaturen von 600 bis 700 Grad Celsius auf. Der Jupiter in unserem Sonnensystem wäre fast ein Brauner Zwerg geworden. Er gilt allerdings noch als Gasplanet und er kann somit als Vorstufe eines Braunen Zwergs bezeichnet werden. Astronomen ordnen die Braunen Zwerge deshalb als eigene Klasse von Objekten zwischen Planeten und Sternen ein. In der Umgebung eines Braunen Zwergs können zwar Planeten entstehen und diese ihn umkreisen, aber Leben, so wie wir es auf der Erde kennen, ist aufgrund der fehlenden Wärme und Strahlung unmöglich.

Forscher haben Anfang 2013 die einzelnen Atmosphärenschichten eines Braunen Zwergs genauer untersucht. Ähnlich wie Ärzte unterschiedliche Bildtechniken nutzen, um diverse Gewebe im menschlichen Körper zu untersuchen. Dabei haben die Astronomen erstmals eine Wetterkarte für einen Stern erstellt und Stürme der Superlative beobachten können. Die Wolken eines Braunen Zwergs bestehen im Durchschnitt aus heißen Sandkörnern und flüssigen Eisentropfen. Es gibt Sturmsysteme, die so groß sind wie unsere Erde. Außerdem treten massive sowie strukturierte Wolkensysteme immer wieder in regelmäßigen Abständen auf.

  • Roter Zwerg
    Roter Zwerg WEB2.0

    Ein weitverbreiteter Sterntyp - ein Roter Zwerg

Als ziemlich eintönig kann man die Sternart namens Roter Zwerg definieren. Rote Zwerge haben nur 0,08 bis 0,6 Sonnenmassen und sind ebenfalls erheblich kleiner als unsere Sonne. Ein Beispiel liefert Proxima Centauri. Rote Zwerge strahlen Licht überwiegend im roten und infraroten Bereich ab und leuchten daher rötlich. Allerdings gibt es keinen Roten Zwerg, den man mit bloßem Auge am Himmel erkennen kann, da ihre Leuchtkraft sehr gering ist. Die Oberflächentemperaturen der Roten Zwerge liegen zwischen 2.200 und 3.800 Grad Celsius. Da die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bei ihnen nur langsam stattfindet, haben sie eine sehr hohe Lebensdauer von 20 Milliarden bis eine Billion Jahren. Dies entspricht einer furchtbar langweiligen und nicht enden wollenden Zeitspanne, selbst für die Größenordnungen des Universums. Weil sie so lange leben und immer wieder welche neu entstehen, ist ihre Anzahl groß. Etwa 70 Prozent aller Sterne unserer Galaxie, der Milchstraße, sind vermutlich Rote Zwerge. Trotz der geringen Helligkeit sind sie dennoch, mit etwas Glück, in Sonnennähe zu beobachten. Auf einigen Roten Zwergen kommt es zudem in unregelmäßigen Zeitabständen zu starken Strahlungsausbrüchen, sogenannten Flairs, wie bei unserer Sonne. Wegen ihrer geringen Masse, kann bei ihnen nicht die Fusion des Heliums einsetzten, so dass aus Roten Zwergen aus heutiger Sicht Weiße Zwerge entstehen, die danach sehr langsam zu Schwarzen Zwergen erkalten.

  • Hauptreihenstern / Gelber Zwerg
    Gelber Zwerg WEB2.0

    Unsere Sonne ist der perfekte Sterntyp für Leben wie wir es kennen

Ein Stern, der nach dem Kollabs einer Gaswolke eine äußerst ausgewogene Balance zwischen Temperaturverhältnis und Strahlungsdruck sowie Masse besitzt, leuchtet meist mehrere Milliarden Jahre lang relativ konstant und ruhig vor sich hin. Er entwickelt sich zu einem Hauptreihenstern. Hauptreihensterne sind Sterne, die im normalen Lebensalter sind und die längste Zeit ihrer Entwicklung auf der Hauptreihe verweilen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind. Bei ihnen findet die Fusion von Wasserstoff in Helium in einem angenehmen Tempo statt. Darüber hinaus befinden sie sich in einem relativ stabilen Zustand. Ein gutes Beispiel ist unser Stern, der in diese Kategorie gehört. Er wird genauer gesagt in die Klasse der Gelben Zwerge eingeordnet. Unsere Sonne ist ein richtiges Prachtexemplar. Kein Lebewesen kann sich einen besseren Sterntyp wünschen. Der Gelbe Zwerg ist nahezu perfekt für die Entstehung von Leben. Er brennt lange und stabil. Ein besonderer Zufall, dass wir ausgerechnet in der Nähe eines solchen schönen Sterns existieren. Der Lebenszyklus eines normalen Hauptreihensterns wie unsere Sonne einer ist endet langsam, wenn der Kernbrennstoff, also Wasserstoff, an seinem Lebensende erschöpft ist. Seine äußeren Schichten dehnen sich langsam aus, wobei diese sich mit zunehmenden Abstand zum Kern "abkühlen" und die Dichte geringer wird. Der Stern verlässt die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm und wandert auf den sogenannten Riesenast. Bevor der Stern jedoch zum nächsten Stadium mutiert, gibt es das Zwischenstadium des Gelben Riesen.

  • Gelber Riese
    Gelber Riese WEB2.0

    Gelbe Riesen haben bereits einen Großteil ihres Lebens hinter sich gebracht

Gelbe Riesensterne strahlen ihr Licht vor allem im sichtbaren Bereich und erscheinen aufgrund ihrer Oberflächentemperaturen gelblich bzw. gelbweiß. Gelbe Riesen sind kühler und masseärmer als vergleichbare ähnlich große Blaue Riesen. Im Gegensatz zu Roten Riesen, die ihre Größe erst im Endstadium einer normalen Sternentwicklung erreichen, wenn sie sich um ein Vielfaches ausdehnen, stehen Gelbe Riesen kurz vor ihrem Lebensende. Bei vielen handelt es sich um ehemalige Blaue Riesen oder schwere Hauptreihensterne, die sich mit einer gelben Phase kurz vor ihrem Ende in Rote Riesen oder Rote Überriesen umwandeln.

  • Blauer Riese
    Blauer Riese WEB2.0

    Illustration eines Blauen Riesensterns

Blaue Riesen sind massereiche und leuchtkräftige Hauptreihensterne. Sie scheinen deutlich bläulich bzw. das meiste Licht strahlen sie im ultravioletten Bereich ab. Das deutet auf sehr hohe Oberflächentemperaturen hin. Diese liegen zwischen 10.000 und 50.000 Grad Celsius, je nach Spektralklasse. Dies ist beachtlich mehr Temperatur, als bei unserer Sonne, die "nur" ca. 5.500 Grad Celsius aufweist. Blaue Riesen befinden sich im normalen Lebensalter und wandeln durch Kernfusion Wasserstoff in Helium um. Sie gehen jedoch aufgrund ihrer hohen Masse äußerst verschwenderisch mit ihrem Wasserstoffvorrat um und leben daher deutlich kürzer als eine Milliarde Jahre. Blaue Riesen sind auch aufgrund ihrer kurzen Lebensdauer relativ selten. Ist der Wasserstoffvorrat verbraucht, detonieren sie in einer gigantischen Explosion, ähnlich wie alle massereichen Sterne im Endstadium. Während ein Roter Riese seine Ausdehnungsgröße erst im Endstadium seiner Sternwentwicklung erreicht und sich dabei um ein Vielfaches ausdehnt, erreicht ein Blauer Riese diese Größe bereits im normalen Entwicklungsstadium.

  • Roter Riese
    Roter Riese WEB2.0

    Ein Roter Riese

Ein Roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung. Aufgrund ihrer Ausdehnung und damit verbundenen großen Oberfläche ist die abgestrahlte Lichtmenge und damit die Leuchtkraft Roter Riesen sehr hoch, so dass es sich um Sterne großer absoluter Helligkeit handelt. Die große Leuchtkraft bringt es zwangsläufig mit sich, dass Rote Riesen im Vergleich zu kühlen Hauptreihensternen aus sehr großer Entfernung zu sehen sind. Gerade unter den hellen, mit bloßem Auge sichtbaren Sternen sind sie besonders stark vertreten. Infolge ihrer Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten eine sehr geringe Dichte und sind nur noch schwach durch die Gravitation des Sterns gebunden. Daher entwickelt sich im Verlauf seines Roten-Riesen-Stadiums ein starker Sternwind, durch den die äußeren Gasschichten vollständig abgestoßen werden - sie umgeben ihn dann für einige Zeit als planetarischer Nebel . Rote Riesen mit einem Gewicht von weniger als acht Sonnenmassen schrumpfen in der Folge zu Weißen ZwergenBei mehr als acht Sonnenmassen setzen am Ende des Heliumbrennens weitere Fusionsprozesse ein, bis der Rote Riese als Supernova explodiert.

  • Überriese / Hyperiese
    Hyperriese WEB2.0

    Hyperriesen sind unberechenbare Sternmonster

Überriesen sind sehr große und massereiche Sterne. Sie liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm rechts oben über den normalen Riesensternen. Rote Überriesen haben noch größere Durchmesser als Rote Riesen. Sie können bis zu 1.500 Mal größer als die Sonne sein. Sie kommen relativ häufig vor. Sie entstehen, wenn massereiche Sterne am Lebensende ihren Wasserstoff verbraucht haben und sich zu Roten Überriesen aufblähen.

Ein Hyperriese ist eine sehr seltene Klasse von Sternen, von denen man heute nur wenige kennt. Sie haben eine gewaltige Größe, Masse und Leuchtkraft. Ihre Leuchtkraft ist einige 100.000 Mal bis einige Millionen Mal höher als die der Sonne. Ihre Oberflächentemperaturen schwanken dagegen in einem Bereich von 3.500 bis 35.000 Grad Celsius. Diese Sterne leben nur 1 bis 2 Millionen Jahre und sind im Innern ziemlich unstabil. Hyperriesen haben bis zu 100 Mal mehr Masse als die Sonne, wobei sie am Anfang ihrer Entwicklung sogar 200 bis 250 Sonnenmassen enthalten können. Hyperriesen reichen damit an die sogenannte Eddington-Grenze heran. Es gibt Blaue, Gelbe und Rote Hyperriesen. Gelbe Hyperriesen sind extrem selten. Man kennt nur wenige in der Milchstraße. Vermutlich sind es große und massereiche Sterne, die sich an ihrem Lebensende zu einem Hyperriesen umwandeln. Beinahe alle Hyperriesen zeigen Variationen in sämtlichen Sternmerkmalen. Es sind unberechenbare Monster, die an ihrem Lebensende den Schwarzen Tod hinterlassen. Die Rede ist nicht von der Pest, sondern von einem Schwarzen Loch.


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