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Glossarbegriffe: Sternentwicklung

Also known as Stellare Evolution

Description: Die Sternentwicklung beschreibt, wie Sterne sich im Laufe ihres Lebenszyklus verändern und wie sie altern.

Sterne verbringen die meiste Zeit ihres Lebens in der Hauptreihenphase der Sternentwicklung. In dieser Phase fusionieren sie in ihrem Zentrum Wasserstoff zu Helium und setzen dadurch Energie frei. Wenn ein Stern altert und der Wasserstoff in seinem Inneren zur Neige geht, zieht sich der Kern zusammen und wird möglicherweise heiß genug, um die Heliumfusion zu starten. Je nach Masse des Sterns kann das dazu führen, dass sich der Stern zu einem Riesen- oder Überriesenstern entwickelt. In einigen Riesen und Überriesen werden durch Kernfusion immer schwerere Elemente erzeugt.

Es hängt von der anfänglichen Masse eines Sterns ab, was am Ende seiner Entwicklung mit ihm passiert: Sterne mit einer anfänglichen Masse zwischen dem 0,5- und 8-fachen der Masse unserer Sonne haben dann Kerne aus Kohlenstoff, Sauerstoff und/oder Neon, während die Fusion von Wasserstoff und Helium in Schalen um den Kern herum weiterläuft und dem Stern eine zwiebelartige Struktur verleiht. Diese Sterne verlieren schließlich ihre äußeren Schichten, die dann einen planetarischen Nebel bilden und nur den Kern als kleinen, hellen Weißen Zwerg übrig lassen.

Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen fusionieren in ihrem Inneren immer massereichere Elemente bis hin zu Eisen. Danach würde durch weitere Fusionsprozesse keine Energie mehr freigesetzt werden und die Kernfusion stoppt. Das löst eine heftige Supernova-Explosion aus, die entweder einen sehr kompakten Neutronenstern oder - bei besonders massereichen Sternen - ein Schwarzes Loch hinterlässt.

Sowohl bei planetarischen Nebeln als auch bei Supernovaexplosionen wird Materie von den Sternen hinaus ins interstellare Medium geschleudert. In einigen anderen Phasen ihrer Entwicklung stoßen viele Sterne auch Materie durch stellare Winde, extreme Pulsationen oder Explosionen aus. Die ausgestoßene Materie ist durch die Kernfusion und, im Falle einer Explosion, durch die Kernreaktionen während der Explosion selbst mit schweren Elementen angereichert worden. Dieses angereicherte Material kann in zukünftige Generationen von Sternen eingebaut werden.

Die Entwicklung von Sternen während all dieser Phasen kann durch die Wechselwirkung mit einem Begleiter in einem Mehrfachsternsystem verändert werden.

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Term and definition status: The original definition of this term in English have been approved by a research astronomer and a teacher
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The OAE Multilingual Glossary is a project of the IAU Office of Astronomy for Education (OAE) in collaboration with the IAU Office of Astronomy Outreach (OAO). The terms and definitions were chosen, written and reviewed by a collective effort from the OAE, the OAE Centers and Nodes, the OAE National Astronomy Education Coordinators (NAECs) and other volunteers. You can find a full list of credits here. All glossary terms and their definitions are released under a Creative Commons CC BY-4.0 license and should be credited to "IAU OAE".

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Related Diagrams


A line of stars goes from cool faint stars to hot bright stars. Some stars lie above or below this line

Hertzsprung-Russell diagram

Bildunterschriften: This diagram shows the temperature and luminosity of different stars. The size of each point represents the star’s radius and its colour is the colour the human eye would see. The stars range in colour from a washed-out blue to a washed-out reddish-orange. No star has a pure colour like red, green or blue as stars’ spectra include light from lots of different colours. However the reddest stars are commonly referred to as red and the bluest stars as blue. The sample of stars used to make this diagram was chosen to show a wide range of stars of different types so the relative number of each type of star is not representative of how commonly each type is found. From the top left to bottom right there is a long line of stars burning hydrogen in their cores. This is called the main sequence. On this line, one sees the stars Mintaka, Achenar, Sirius A, the Sun and Proxima Centauri. The objects around Proxima Centauri at the lower right end of the main sequence are known as red dwarfs. To the lower right of the red dwarfs are Teide 1 and Kelu-1 A. These two objects are brown dwarfs, objects too low in mass to have cores hot enough to fuse hydrogen for a sustained period of time. As they do not burn hydrogen, brown dwarfs are not considered main sequence stars. The name brown dwarf is unrelated to their colour. Above the main sequence, we find subgiants, giants and supergiants. These are stars that have finished burning hydrogen in their core and have evolved into larger objects. A star’s brightness depends on its temperature and size so giant stars are brighter than stars with a smaller radius but the same temperature. In time these objects will move towards the end of their lives and undergo either a planetary nebula phase or become supernovae. Stars which end their lives with a planetary nebula phase become a type of stellar remnant called a white dwarf. Such objects are much smaller than stars of the same temperature and thus are fainter and are found significantly below the main sequence. Stars which end their lives as supernovae become either black holes or neutron stars. These are not shown on this plot.
Bildnachweis: IAU OAE/Niall Deacon

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