Gibt es eine maximale Größe für Planeten/Sterne?


Coherent groups of words will be located as complete phrases if you put them into quotation marks, e. Und nicht nur Durchmesser oder Radien. Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde nördlich des Erdäquators gilt:

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Diese ist meist auch eine Eigenschaft der Umgebung des Sterns, d. Sterne befinden sich meist in Ruhe in ihrer eigenen Umgebung. Durch zufällige Prozesse wie beispielsweise Sternbegegnungen in dichten Kugelsternhaufen oder mögliche Supernova-Explosionen in ihrer Umgebung können Sterne überdurchschnittliche Eigengeschwindigkeiten erhalten so genannte runaway stars oder Hyperschnellläufer.

Die jeweilige Geschwindigkeit geht aber nie über Werte von wenigen hundert Kilometern pro Sekunde hinaus. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:.

Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme. Dies wird beschrieben durch die Ursprüngliche Massenfunktion. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:. Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden.

Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, diese Sterne waren zu massereich und somit kurzlebig, um bis heute zu existieren.

Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten. Man bezeichnet sie als Sterne der Population I.

Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht.

Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra. Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt.

Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das Die Sonne dagegen hat nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer Hauptreihenphase hinter sich gebracht.

Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen.

Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung.

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre.

Er findet über Strahlungstransport , Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre.

Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren.

Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten , leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus.

Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm. Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa Dabei dürfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen.

Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns , dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können 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. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, finden auch Protoneneinfang und Spallation statt.

Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, umso mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet.

Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Ein Doppelstern oder Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammen stehen. Wenn sie gravitativ aneinander gebunden sind, bewegen sie sich periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen.

Man unterscheidet folgende drei Typen von veränderlichen Sternen:. Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare.

Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch Schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt.

Viele bekannte Phänomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten, aber doch vergleichsweise unscheinbar, so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden. Nachrichten, die zu Ihnen kommen: Newsletter, Feeds und WhatsApp. Alles zu unseren mobilen Angeboten: Das Original in digital.

Alles über Werbung, Stellenanzeigen und Immobilieninserate. Anziehender Gigant Schwarze Löcher "ernähren" sich gleichsam von kosmischer Materie: Das aktuelle Wetter finden Sie auf derStandard.

Eine Weiterverwendung und Reproduktion über den persönlichen Gebrauch hinaus ist nicht gestattet. Inzwischen stellen diese Doppelsternsysteme knapp die Hälfte der SW-Sextantis-Sterne und stehen im Gegensatz zu älteren Hypothesen, wonach SW-Sextantis-Systeme keine ungewöhnlichen physikalischen Eigenschaften aufweisen, sondern das Ergebnis eines Auswahleffekts von Systemen mit hoher Bahnneigung sind.

Die Standardtheorie der kataklysmischen Veränderlichen geht davon aus, dass die Massentransferrate über magnetischen Drehmomentverlust gesteuert wird. Das Plasma ist in den Magnetfeldlinien eingefroren und folgt der Rotation des Sterns.

Da der Stern das abströmende Plasma mitschleppen muss, wird die Rotation des Sterns abgebremst. Dies wiederum vermindert den Gesamtdrehimpuls des Doppelsterns und führt zusammen mit der Umverteilung von Materie im Doppelsternsystem zu einer Verringerung der Bahnachse , wodurch der Massentransfer aufrechterhalten wird. In diesem Zusammenhang wird vermutet, dass der Kern des Roten Zwergs schneller rotiert als die Bahnumlaufdauer. Da sich der Radius des Kerns aufgrund des Massentransfer verkleinert, muss aus Gründen des Erhalts des Drehmoments der Kern schneller rotieren und daher über den Alpha-Omega-Dynamo ein stärkeres Magnetfeld erzeugen.