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Titel / Referat: Sterne und Sternsysteme

Schlagwörter: Astronomie, Physik, Facharbeit, Kerngrößen, Sonne Hausaufgabe, Referat

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Sterne und Sternsysteme

1. Einleitung 

Wenn wir den Nachthimmel beobachten, sehen wir viele leuchtende Punkte, sogenannte Sterne, darunter befinden sich auch einige Planeten. Man könnte glauben, sie greifen zu können und doch werden sie uns unerreichbar bleiben.
In den vergangenen 3000 Jahren wurde in stetiger Folge die verschiedenen Himmelserscheinungen sortiert und eingeordnet. Bereits in 16 Jh. glaubte Newton, dass die Sterne ebenfalls Sonnen sein würden. Jedoch nahm er fälschlicherweise an, dass die Sterne gleichförmig im Universum angeordnet sind. Im späteren Verlauf der Jahre konnte man diese Annahme widerlegen, denn Sterne sind im Universum als „scheibenförmige Haufen“ verteilt, auch genannt Milchstraße. In 17 Jh. entdeckte Herschel die Scheibenstruktur der Milchstraße, doch noch zu ungenau. So dass seine Aussage, dass unser Sonnensystem das Zentrum der Milchstraße sei, im 19 Jh. von Shapley korrigiert wurde. Denn wir liegen 30.000 Lichtjahre (Lj) des eigentlichen Zentrums entfernt, genau genommen am äußeren Rand der Milchstraße, umgeben von Eisbrocken und unseren neun Planeten, die sich um unseren nächsten Stern, der Sonne, kreisen.
Aber in der Milchstraße gibt es nicht nur eine Sonne bzw. Stern. Fernrohrbeobachtungen ergaben, dass sich im Universum überall Sonnen befinden, welche riesige Gruppen bilden, genannt Galaxien.
Von unserem heutigen Beobachtungsbereich des Kosmos können wir erkennen, dass die anderen Galaxien immer weiter auseinander streben, dabei fällt auf das weitere entferntere Galaxien sich schneller weg bewegen, als die näher liegenden. Daraus ergibt sich, dass sich das Universum immer weiter ausdehnt und verdunkeln wird. Aber wie kommt das zu Stande? Am Anfang dehnte sich das Universum rasend schnell aus, zu groß wurde das Universum und andere Galaxien deren Lichter konnten uns nicht mehr erreichen. Die heutige Expansion aber ist geringer als die Lichtgeschwindigkeit. Deswegen erweitert sich unser Horizont immer weiter. Jedoch können wir nur 5% unseres Horizontes nutzen, da die Helligkeit der meisten Sterne nicht ausreichend ist. Das Universum erweitert sich stetig und streckt die Lichtquellen dabei in Energie ärmere Bereiche.
Aus den Entfernungen der Galaxien und den Geschwindigkeiten ihrer Bewegung lässt sich der Zeitpunkt berechnen, zu dem die Expansion begann. Er liegt etwa 20 Milliarden Jahre zurück. Die Expansion nennt man auch den „Urknall“.
Dies war nun ein kleiner Einblick zu meinem Thema „Stern und Sternsysteme“, welches ich auf den folgenden Seiten versuchen werde, zu beschreiben. 

2. Sternsystem 

Sternsysteme, auch genannt Galaxien, bestehen aus einer „ Ansammlung von Gas, Staub und Sternen mit einer Gesamtmasse von typischerweise 109-1012 Mo. Unser Milchstraßensystem ist eine solche Galaxie, die durch die gegenseitige Gravitationswirkung der Materie zusammengehalten wird. (...) Die Anzahl von Galaxien im Universum ist sehr groß, auf weitreichenden photographischen Aufnahmen sind mehr Galaxien sichtbar als Sterne.“1

2.1. Arten von Sternsystemen 

Die Sonne, der Stern unseres Planetensystems, mit ihren neun Planeten ist nur ein Stern in dieser Galaxie. Alle Sterne im Universum, das knapp 12 bis 20 Milliarden Jahre alt ist, sind Mitglieder solcher Galaxien, von denen es viele unterschiedliche Arten gibt. Unsere Galaxis kann als flaches, scheibenförmiges System bezeichnet werden, in dem ca. 200 Milliarden Sternen ihren Platz finden und einen Durchmesser von 120.000 Lichtjahren(Lj), welches pro Sekunde 300.000 km zurücklegt, hat. Man kann aber mit bloßem Auge drei weitere Galaxien am Nachthimmel beobachten: der Andromedanebel (M31) sowie die Kleine und Große Magellan´sche Wolke.
Im Jahre 1780 wurde von Charles Messier eine Liste von Objekten herausgegeben, die keine Sterne zu sein schienen. Davon waren 37 Sterne Galaxien, welche heute mit Messierzahlen(M) bekannt sind.
Wenn eine Ansammlung von 100 bis einigen 1000 Galaxien vorzufinden sind, nennt man solche „Galaxiehaufen“. Galaxien die sich außerhalb der Milchstraße befinden, werden „Außergalaktische Sternsysteme“2 benannt. Dazu gehört auch der Andromedanebel. Die Entfernung berechnet sich auf etwa 2,3*106 Lj. Die meisten Außergalaktischen Sternsysteme haben ähnliche Formen und Abmessungen, dabei treten Galaxien auf, die entweder eine Spiralstruktur oder keine verfügen. Spiralgalaxien, meist massreiche Systeme, sind eine Unterklasse der Galaxie mit starker Rotation. Ihre Materie konzentriert sich auf eine Ebene, weil sie eine spirale Struktur aufweisen. Die Sterne entstehen vorwiegend neu in Spiralarmen. Beispiel solch einer Galaxie ist unsere Milchstraße. Bis heute ist aber nichts Genaues zu dieser Struktur bekannt geworden. Dazu kommen noch die Elliptischen Galaxien, Linsenförmige Galaxien, unförmige Galaxien und Balkenspiralgalaxien, die von Edwin Hubble in verschiedene Typen und Unterklassen eingeteilt wurden.
„Der gegenwärtige überblickbare und erforschbare Teil des Weltalls wird als Metagalaxie bezeichnet“3



2.2. Aufbau eines Sternsystems (Milchstraße) 

Für die Beschreibung einer Galaxie, werde ich an einen Beispiel arbeiten, der Milchstraße. Für dessen Aufbau und Struktur sind verschiedene Modelle vorhanden, die anerkannte besagt, dass die Milchstraße eine Spiralstruktur besitzt. Die zahlreichen Spiralarme haben eine zentrale Aufwölbung von etwa 10.000 Lichtjahren. In der Aufwölbung befinden sich mehr Sterne als in den Spiralarmen selber. Drum herum befinden sich kugelförmige Wolken aus gasförmigem Wasserstoff, wo u.a. Einzelsterne und Sternhaufen vorzufinden sind. Sternhaufen teilt man in Offene und Kugelförmige ein. Offene Sternhaufen beinhalten „relativ junge Sterne“, diese sind „an der Himmelskugel deutlich dichter gedrängt als die Umgebungssterne“4. Kugelförmige Sternhaufen dagegen „enthalten einige hunderttausend bis einige Millionen Sterne. Diese Sternhaufen gehören zu den ältesten Objekten in der Galaxis.“5 Kugelsternhaufen sind bisher nur in der Milchstraße bekannt. Die kugelförmige Wolke wird umgeben von einem galaktischen Halo, diese ist knapp doppelt so breit wie das Zentrum. In diesem befinden sich des Weiteren auch das Zentralgebiet und die Scheibe. Ein Zentralgebiet entsteht durch eine Ansammlung von Sternen und Gasen. Die Sterne bilden meist eine Scheibe, wo sich jüngste, heißeste Sterne, mit offenen Sternhaufen, Gasen und Staub zu einem Spiralarm entwickeln, befinden.
In unserer Milchstraße befinden sich viele verschiedene Sterne: Weiße Zwerge, (Rote) Riesen, Überriesen und Doppelsterne. Dazu entwickeln sich beim Endstadion von einzelnen Sternen andere Objekte wie Schwarze Löcher, Supernova-Überreste und mehr davon im nächsten Kapitel.

3. Sterne 

Sterne, auch genannt Fixsterne, sind hingegen von Planeten selbstleuchtende, aus Plasma bestehendes Gestirn. Plasma ist ein ionisiertes Gas, in dem sich positiv geladene Ionen sowie Elektronen frei bewegen. Im ganzen Universum sind solche Sterne verteilt, einer von diesen ist unsere Sonne. Ihre Energie gewinnen sie aus der Kernfusion, dass verschmelzen zweier Atomkerne zu einem schweren Kern.

3.1. Aufbau eines Sternes 

Die Sonne gehört zu den Sternen aus der Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2 und Leuchtkraft-Klasse V. Sie ist der nächste Stern unserer Erde. Ihre Lichtgeschwindigkeit benötigt 8 Minuten um die Erde zu erreichen, schon der zweitnächste Stern muss einen Zeitraum von 4,2 Jahren zurücklegen. Nur von der Sonne wissen wir einzelne Details und können uns so ein Bild über die Sterne machen.
Die Sonne ist der größte Himmelskörper im Sonnensystem und vereint in sich 99.8% der Gesamtmasse des Systems. Sie besteht zu 92,1% aus Wasserstoff und zu 7,8% aus Helium. Der Rest sind 80 der 90 bekannten Naturelemente. Im Kern der Sonne verschmelzen pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium, dies ist die Energiequelle und nennt man Kernfusion. Die Temperatur beträgt im Sonnenkern ca. 15,6 Millionen Kelvin(K) und durchwandern eine Konvektion, einen Bewegungskreislauf von Gasen und Flüssigkeiten aufgrund deren Temperaturschwankungen.

3.1.1 Sonnenatomsphären 

Die Sonne besteht aus 3 Atomsphären, der äußeren Schicht die Photosphäre, gefolgt von der Chromosphäre, bestehend aus heißen Gasen, und der letzten Schicht die Korona, welche von der Photosphäre fast gänzlich überstrahlt werden und damit kaum sichtbar sind.
Photosphäre
In der oberste Schicht, mit 400km Dicke, herrschen viele Turbulenzen, welches die Sonnenoberfläche ein geflecktes Aussehen verleiht, genannt „solaren Granulation“6. Jede hat einen Durchmesser von 200-1800km, welche meist nur 10min existieren. Die Sonnenflecken weisen starke Magnetfelder auf von rund 0.25 Tesla; ein Erdmagnet dagegen nur 0.0001 Tesla. Bekannt ist, dass die Temperatur bei den Sonnenflecken kühler ist, als anderswo. Daraus folgt, dass „ein stetiger Plasmafluss zum Sonneninneren stattfindet. Diese Strömungen stabilisieren das starke Magnetfeld des Fleckes im außerordentlichen Maß.“7 Nahezu die gesamte Sonnenenergie stammt von der Photosphäre, welches das ganze Sonnensystem bestrahlt. Die Photosphäre hat eine Temperatur von 6000 K, welche von innen nach außen abnimmt.
Chromosphäre
Sie hat eine Dicke von 10.000km und „schließt sich nach außen (...) als rötlicher Saum an“8. „In der Nähe der Sonnenflecken ist die Strahlung der Chromosphäre einheitlicher. Man spricht hier von den aktiven Regionen. Die umliegenden Gebiete nennt man Plages (chromosphärische Fackeln); sie haben eine breite Verteilung der chromosphärischen Emission“9, die Aussendung von Strahlen oder Teilchen.
Man stellte 2001 heraus, dass eine Umpolung des Magnetfeldes auf der Sonne stattfindet, die sich über mehrere Monate hinzieht. Auf der Schicht beträgt die Temperatur 30.000 K.
Korona
Sie befindet sich am oberen Rand der Chromosphäre und breitet sich weit ins Universum aus. Ihre Temperatur kann über 100.000 K aufsteigen, aber um diese aufrechtzuerhalten, muss man Energie zuführen. Sie besitzt eine gleiche Netzstruktur der Magnetfelder wie die Photosphäre, dazu jedoch treten starke Strahlungsschwankungen auf, die „durch heiße Materie der Chromosphäre ausgelöst werden“10. Durch Löcher, die in der Korona vorhanden sind, entweicht der Sonnenwind, ein Strom geladener Teilchen, in den Raum.

3.1.2. Daten zur Sonne

 
Sonne
mittlerer Durchmesser
1.392.000 km
Masse
1,99*1030 kg
Dichte
1,41 g/cm3
Oberflächenbeschleunigung
273,67 m/s2
absolute Helligkeit
4,8M
Temperatur (Zentrum)
15*106 K
Leuchtkraft
3,85*1026 W
Strahlungsleistung (Oberfläche)
6,3*107 W/m2
Entfernung zum Zentrum der Galaxis
ca. 25.000 Lj
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis
ca. 225.000.000 Jahre
Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis
                 ca. 220 km/s        tab.01

 

3.2 Entwicklungen der Sterne 

Schätzungsweise ist die Sonne etwa 4,5 Millionen Jahre alt und hat somit die Hälfte ihres Wasserstoffsvorrats verbraucht. Noch ca. 5 Millionen Jahre wird sie brennen bevor sie zu einem roten Riesen aufbläht und fast alle inneren Planeten verschluckt. Dies währt dann 50 Millionen Jahre und entwickelt sich zu einem Weißen Zwerg, die etwa die Größe der Erde misst.

3.2.1. Wo entsteht ein Stern? 

Sterne entstehen aus interstellarem Gas und Staub, dessen Zusammensetzung sich mit der Zeit veränderte. Zwar besteht es noch etwa 70% aus Wasserstoff und 30% aus Helium, aber 1% aus einer Reihe von schwereren Elementen wie Kohlenstoff, Stickstoff als auch Sauerstoff, die durch Supernova-Explosionen freigesetzt wurden. Die Gasmassen der Sterne sind unsichtbar, wenn man aber das Licht in sein Spektrum/Regenbogenfarben (S.4.4) zerlegt, erkennt man, dass einige Farben fehlen und stattdessen durch dünne schwarze Linien ersetzt werden. Gas und Staub befinden sich in einer Molekülwolke, welche eine sehr geringe Dichte besitzt von nur einem Atom pro cm3. Sichtbar werden die Wolken durch den enthaltenen Staub. Sie schwächen oder verschlucken das Licht dahinterliegender Sterne auf ihren gesamten Spektralbereich. Jedoch sind sie nur als dunkles Gebilde zu erkennen. Diese Wolken sind die Geburtstätten der Sterne.


3.2.2 Die Geburt eines Sternes 

Durch Gravitationskräfte, die die Gasteilchen aufeinander ausüben und der Außen entgegenstehenden Kraft, dem Gasdruck in der Wolke, kommt es zunächst zu keinem Kollaps. Doch andere Kräfte wie die Strömungen im inneren der Gasmassen, zufolge der Rotation der Galaxis, die gewaltigen Druckwellen von Supernova-Explosionen und auch die Strahlung massreicher junger Sterne, bewirken, wenn sie auf die Molekülwolke treffen, das die Wolke sich zusammenzieht. Die Wolke bricht in mehrere Fragmente, welche weiter auseinander brechen, aus denen letzt endlich ein Protostern entsteht. Dieser Vorgang benötigt 100.000 Jahre. Protosterne sind Kugeln aus ionisiertes Gas mit nur einer Temperatur von 100.000K, wo keine Kernfusion stattfinden kann; dieser unfertige Stern hat mit einen Hauptreihenstern noch keine Gemeinsamkeiten.
Es dauert wieder einige Jahrtausende bis der Druck soweit an gestiegen ist, dass Wasserstoffatomkerne(Protonen) miteinander verschmelzen. Es kommt zu Bildung eines Atomskerns, nämlich den des Heliums. Dieser Vorgang setzt so viel Energie frei, dass dieser Druck ausreicht um den Stern in Gleichgewicht zuhalten. Das Sterninnere wird auf mehrerer Millionen Grad aufgeheizt. Als Resultat entsteht ein Hauptreihenstern, welcher eine Ähnlichkeit in der Oberflächentemperatur und Helligkeit aufweist. (S. 3.1.2)

3.2.3 Endstadium 

Im Verlauf der Sternenentwicklung bestimmt die Masse den Weg eines Sternes. Man unterscheidet Massreiche Sterne und Massarme Sterne. „Das die massreichen Sterne der Hauptreihe mehr Energie je Zeiteinheit freisetzen, also eine sehr viel höhere Leuchtkraft als die massärmeren haben, verbrauchen sie den Wasserstoff in ihren Zentralgebieten schneller und entwickelten sich in kürzerer Zeit zu Riesensternen als die massärmeren Sterne.“11 In diesem Stadium als Riesenstern, welches nicht lange andauert, beträgt die Temperatur 108K, das eine Kernfusion weiterhin zulässt. Es werden aus Heliumkernen auch schwere Elemente gebildet, weiterhin fusionieren Wasserstoff zu Helium um.
Des Weiteren durchlaufen Sterne instabile Phasen und werden zeitweise zu veränderlichen Sternen, meistens zu Pulsationsveränderlichen. Daraus folgt, dass sie keine gleichbleibende Leuchtkraft besitzen, sondern zu Schwankungen neigen. Dies, nicht zu verwechseln mit dem Funkeln der Sterne, wird durch Luftunruhen bewirkt. Man teilt veränderliche Sterne nach ihren Eigenschaften ein: Bedeckungsveränderliche, Pulsationsveränderliche und Eruptiv Veränderliche. (S 4.6)
Die Riesensterne stoßen ihre äußere Schicht ab, was zu Teilchenströmen oder auch zu einer Explosion führen kann. Im Endstadium geht keine Kernfusion mehr vonstatten. Das hat zu Folge, dass der Stern zusammenzieht und abkühlt. Die entstandene Masse, entscheidet nun um das Ende des Sternes. Sterne mit einer Sonnenmasse weniger als 1,44 entsteht ein Weißer Zwerg ohne Supernova mit hoher Dichte; später wird daraus ein abgekühlter Schwarzer Zwerg. Sterne aber mit einer Sonnenmasse mehr als 1,44 kommt es zu einer Supernova. Es entsteht ein Neutronenstern mit einer Dichte von knapp 1014 g*cm-3 oder Objekten mit einer viel höheren Dichte wie ein „Schwarzes Loch“, doch hängt das allgemein von den Einzelheiten der Explosion ab, z.B. durch die Beeinflussung des Magnetfeldes. So kann sogar ein Quarkstern entstehen, wobei es dafür noch keine Nachweise gibt.

4. Kenngrößen der Sterne 

Unter Kenngrößen eines Sternes versteht man u.a. die Temperatur, Leuchtkraft, Entfernung usw. und deren Beziehung miteinander, dass werde ich im folgenden erläutern.

4.1. Die scheinbare Helligkeit

Die scheinbare Helligkeit informiert uns über die Strahlung eines Sternes die zur Erde gelangt. Bereits wenn wir in den Nachthimmel hinaufschauen, erkennen wir, dass die Sterne unterschiedlich hell strahlen. Neben auffälligen Sternen findet man eine große Anzahl von schwachen bis zu kaum sichtbaren Lichtern vor. Man teilt diese in unterschiedliche Helligkeitsklassen bzw. Größen (m) ein. Die erste Einteilung nahm man schon im Altertum vor. Es gab 6 Größen, die erste Größe (1m) waren die hellsten erkennbaren Sterne und die letzte Größe (6m) waren die schwächsten Lichter. Nach der Erfindung des Fernrohrs wurde das System übernommen und zu den teleskopischen Sternen fortgesetzt. 1859 stellten E.H Weber und G.T Fechner das psychophysische Grundgesetz auf, „das besagt, dass Empfindungen den Logarithmen der Reize proportional sind.“12 Infolgedessen entsprechen die Helligkeitsklassen bestimmten Verhältnissen in den Strahlungsleistungen. Man teilte das System seitdem in weitere positive und negative Werte auf. Um nun die Helligkeit zu errechnen, musste man von einem Stern die Stromstärke messen.

4.2. Die absolute Helligkeit 

„Die absolute Helligkeit gibt im Unterschied zur scheinbaren Helligkeit an, welche Helligkeit ein Stern hätte, wenn er 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) von der Erde entfernt wäre. Auf diese Weise sind Astronomen in der Lage, die Helligkeit der Sterne unabhängig von der Entfernung zur Erde zu vergleichen. Die Sonne hat z. B. eine absolute Helligkeit von +4,7.“13

4.3. Entfernungen der Sterne 

Es gibt 2 Varianten um die Entfernung eines Sternes zu messen, entweder man ermittelt die Leuchtkraft sowie die scheinbare Helligkeit, welche man meist für weit entfernte Sterne nutzt. Oder findet den messbaren Winkel von der Erde zum Stern heraus, der Parallaxe p.
Je kleiner dieser Bereich zwischen Erde und Stern ist, desto weiter ist er von der Erde entfernt. Jedoch kann man mit der letzteren Variante nur bis zu 100 Parsec messen, danach benötigt man das andere Verfahren.

4.4. Sternspektren 

Im 19Jh. entdeckte Fraunhofer die Absorptionslinien im Spektrum der Sonne und einiger anderer hellen Sterne. Später erkannten Kirchhoff sowohl auch Bunsen, dass diese Linien mit Emissionslinien von glühenden Gasen zusammenfallen. Bald fanden sie heraus, dass solche Linien für bestimmte chemische Elemente charakteristisch sind. Man nahm die Einteilung in 7 Buchstaben vor: O, B, A, F, G, K und M. Mit diesen Daten kann diesbezüglich das Alter sowie Entwicklungsstadium festlegen. Die Zahlen 0-9 dienen zur Abstufung des Musters der Klasse. Sie unterscheiden sich durch die Intensität der Wasserstofflinien und machen die Anordnung von heißesten bis zum kühlsten Stern erkennbar.
Klasse Eigenschaften
O Heiße Sterne mit Absorptionslinien des ionisierten Heliums, Sauerstoffs und Stickstoffs sowie Wasserstofflinien. (z.B. Spica)
B Die Heliumlinien erreichen ihre maximale Intensität bei der Untergruppe B2; je höher die Untergruppe, desto schwächer wird es. Hingegen nehmen die Wasserstofflinien bei allen Untergruppen zu.
A Insgesamt findet man hier eine große Anzahl von Wasserstofflinien vor, welche diese Spektren beherrscht. (z.B. Sirius)
F In diesem findet man H- und K-Linien des Calciums und Wasserstofflinien vor. (z.B. Prokyon)
G Hier sind die H- und K-Linien des Calciums noch stärker ausgeprägt, dafür die Wasserstofflinien schwächer. Bemerkenswert ist, dass auch verschiedene Metalle wie Eisen vorhanden sind. (z.B. unsere Sonne)
K Vorhanden sind starke Calciumlinien und Linien zu Metallen. (z.B. Arktur)
M In der Klasse ermittelte man die Metalloxidmoleküle, insbesondere Titanoxidmoleküle. (z.B. Beteigeuze) tab.02
Im weiteren Fall kam man die Temperatur der Photosphäre bestimmen, indem man auf die Ordnung der Absorptionslinien achtet. „Je höher die Temperatur, desto kürzer ist die Wellenlänge des Lichtes das von dem Stern am intensivsten ausgestrahlt wird.“14 Auch die Leuchtkraft kann man messen, in dem man die Breite der Absorptionslinien misst; schmale Linien ergeben eine hohe Leuchtkraft und breitere eine schwächere Leuchtkraft.



4.5. Herzsprung-Russell-Diagramm (HRD)

HRD, benannt nach Einar Herzsprung und Henry Norris Russell, zeigt grob die Entwicklungsverteilung der Sterne. Aus den absoluten Helligkeiten und den Sternspektren ergibt sich das HRD. Die Farbe und Leuchtkraft eines Sterns stehen in unmittelbarem Zusammenhang mit seiner Oberflächentemperatur. Man kann es auch als Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm oder Farben-Helligkeits-Diagramm interpretieren. Der Stern wird als Punkt abgebildet. „Diese Punkte häufen sich in bestimmten Bereichen des Diagramms, den Besetzungsgebieten. Aus historischen Gründen wird das Herzsprung-Russell-Diagramm stets so gezeichnet, daß [sic!] die Photosphärentemperatur von rechts nach links zunehmen; außerdem sind beide Achsen des Diagramms nicht linear geteilt.“15 Es sind 4 Besetzungsgebiete vorhanden, davon sind die Hauptreihensterne, die der Riesen und der weißen Zwerge die wichtigsten und meist besetzten; Überriesen kommen seltener vor. 

4.5.1 Radien 

Wenn man das Besetzungsgebiet zugeordnet hat in HRD, kann man den Radius ermitteln. Des Weiteren machen die Sternstrahlungen möglich ganz genaue Zahlen zu errechnen. Große Radien sind sehr selten (Überriesen); die Radien bei den Hauptreihensternen nehmen von links oben zu und nach rechts unten ab. 

4.5.2 Masse 

Massarme Sterne (unterhalb von ca. 2,3 Sonnenmassen)
Nachdem im Kern die Umwandlung des Wasserstoffvorrates zu Helium beendet ist, beginnt die Fusion des Wasserstoffs um den Kern. Noch erreichen solche Sterne nicht die notwendige Temperatur und Dichte zum Helium brennen. Eine Sonnenmasse unter 0,3 kommt es zu kein Helium brennen mehr und kühlen somit zu einem Weißen Zwerg ab, die haben gerade mal eine Sonnenmasse von 1,4. Bei schwereren Sternen kommt es zur Zündung des Heliums. Es kommt zur Bildung von Kohlenstoff und anderen Elementen. Die zu Folge haben, dass sich der Stern zu einem Roten Riesen, mit eventuellem Abstoßen der Außenhülle(Planetarische Nebel), bildet.
Massreiche Sterne
Solche Sterne erreichen nachdem Heliumbrennen noch das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem schwere Elemente wie Eisen entstehen. Es kommt zu starken Massenverlust wie das Abstoßen der Aushülle, so dass die Sterne von ihrer Anfangsmasse bis zu 8 Sonnenmassen abnehmen und zu einem Weißen Zwerg werden. Jedoch gibt es noch schwerere Sterne die in ihrem letzten Lebenszyklus alle leichteren Elemente im Kern zu Eisen verbrennen. Im Endeffekt kommt es zu einer Supernova, welches das entgültige Ende eines Sternes darstellt. 

4.5.3. mittlere Dichte 

Man kann diesen aus den Werten des Radius und der Masse herausbekommen.

4.6 Eigenschaften der veränderlichen Sterne 

Man teilt die Eigenschaften in Bedeckungsveränderliche, Pulsationsveränderliche und in Eruptiv Veränderliche ein.
Bedeckungsveränderliche
Man kann dies beobachten, wenn Doppelsternsysteme sich gegenseitig bedecken. Bedeckt ein kleiner Stern einen Größeren, erkennt man ein schmales Minimum in der Lichtkurve des Systems. Im anderen Fall, wenn ein größerer Stern einen Kleineren bedeckt, erkennt man ein weniger tiefes Minimum in der Leuchtkraft. Damit ist bewiesen, dass bedeckungsveränderliche Sterne eine periodische Leuchtkurve besitzen. Man nennt sie auch optisch Veränderliche, weil beide Sterne ihre Leuchtkraft nicht variieren.
z.B. Algolsterne und Beta-Lyrae-Sterne
Pulsationsveränderliche
Diese Sterne verändern ihre Leuchtkraft sowie andere Kenngrößen, insbesondere den Radius und die Oberflächentemperatur.
z.B. Cepheiden, Mira-Sterne und RR-Lyrae-Sterne
Eruptiv Veränderliche
Ebenfalls verändern sie ihre Leuchtkraft, jedoch nicht in periodischen Abständen, sondern wiederholen ihre Ausbrüche unterschiedlich mal stark und mal weniger stark.
Man kann sie in 3 Kategorien teilen: Zwergnova, Nova und Supernova.

5. Schluss 

Nun sind wir am Ende meiner Facharbeit angelangt. Auch wenn ich nicht auf alles näher eingehen konnte, hoffe ich einen guten Einblick verschafft zu haben. Dabei will ich noch den blauen instabilen Riesenstern Carinae erwähnen, welcher in keine meiner Klassen eingeordnet werden kann. Wer weiß was sich in den weiten des Alls noch alles für unbekannte Sterne oder auch Lebewesen befinden. Die Zeit wird es uns zeigen.
Literaturhinweise:

1 vgl. Kirsten Rohlfs, Seite 292
2 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 77
3 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 78
4 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 74
5 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 75
6 vgl. Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Stichwort: Sonne (3. Zusammensetzung und Aufbau)
7 vgl. Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Stichwort: Sonne (2. Geschichtliches zur Sonnenbeobachtung)
8 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 55
9 vgl. Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Stichwort: Sonne (3. Zusammensetzung und Aufbau)
10 vgl. Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Stichwort: Sonne (3. Zusammensetzung und Aufbau)
11 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 71
12 vgl. Dr. Joachim Krautter, Seite 209
13 vgl. Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Stichwort: Größenklasse(Astronomie)
14 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 65
15 vgl. Dr. Klaus Lindner, Seite 66

abb01: http://members.taunusstein.net/~gravitation/milch.html (Homepage derzeit Offline)
abb02: http://www.usm.uni-muenchen.de/people/saglia/dm/galaxien/alldt/node6.html#m31_d
abb03: http://www.sternwarte-rodewisch.de/themak8.htm
abb04: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap031202.html
abb05: Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Kugelsternhaufen M13
abb06: http://astronomie-sonnensystem.de/
abb07: http://astronomie-sonnensystem.de/
abb08: http://www.mpa-garching.mpg.de/HIGHLIGHT/2003/hl0307-1-l.jpg
abb09: http://www.athenaeum-stade.de/athede/ags/astronomie/a1_entst.html
abb10: http://home.arcor.de/ernst_werner/diplom/astro/roterriese/m10_crednerkohle.jpg
abb11: Astronomie 10, Dr. Klaus Lindner, Seite 48

tab01: Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Stern(Klassifikation der Sternspektren)
tab02: Microsoft Encarta Enzyklopädie 2002, Sonne


Bibliographische Angaben:
Bücher:
1. Dr. Klaus Lindner, Astronomie 10, Berlin, Volk und Wissens Verlag GmbH, 1987
2. Silvia von der Weiden, Geburt und Tod der Sterne, Stuttgart, Franckh-Kosmos Verlag-GmbH & Co, 1995
3. Kirsten Rohlfs, Die Ordnung des Universums, Berlin, Birkhäuser Verlag, 1992
4. Nobert Langer, Leben und Sterben der Sterne, München, Verlag C.H. Beck Wissen, 1995
5. James B. , Sterne Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen Spektrum, Kaler, Akademischer Verlag, 1993
6. Kendrick Frazier, Das Sonnensystem, Gutersloh, Time-Life Books B.V, 1985
7. Dr. Joachim Krautter, Handbuch Weltall, Meyers Lexikonverlag, 7. völlig neu bearb. und erw. Aufl., Mannheim, 1994

Encarta:
Stichwörter > Stern, Sonne, absolute Helligkeit, Größenklasse(Astronomie)

Internet:
1. http://www.astrocorner.de/wissen/wissen_sonnensystem_sonne.php
2. http://members.surfeu.at/puhrmarco/neuepage/klassifizierung.htm

häufige Suchphrasen:
phasen der sternenentwicklung, facharbeit über sterne und sternsystem, sterne referat, herzsprung-russell, außergalaktische sternsysteme





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