Glossar-Begriff: Sternentwicklung
Beschreibung: 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.
Ähnliche Begriffe:
- Schwarzes Loch
- Hauptreihe
- Neutronenstern
- Kernfusion
- Planetarischer Nebel
- Kompakte Objekte
- Supernova
- Weißer Zwerg
- Interstellares Medium
Dieser Begriff in anderen Sprachen
Begriffs- und Definitionsstatus Die Originaldefinition dieses Begriffes auf Englisch wurden von einem forschenden Astronom und einer Lehrkraft bestätigt Die Übersetzung dieses Begriffs und seiner Definition warten auf Prüfung und Bestätigung
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".
Wenn dir ein inhaltlicher oder Übersetzungsfehler in diesem Glossarbegriff oder dieser Definition auffallen, bitte kontaktiere uns.
Auf anderen Sprachen
- Arabisch: تطور النجوم
- Englisch: Stellar Evolution
- Spanisch: Evolución estelar
- Französisch: Evolution stellaire
- Italienisch: Evoluzione stellare
- Japanisch: 恒星の進化 (externer Link)
- Koreanisch: 별의 진화
- Brasilianisches Portugiesisch: Evolução estelar
- Vereinfachtes Chinesisch: 恒星演化
- Traditionelles Chinesisch: 恆星演化
Ähnliche Diagramme
Hertzsprung-Russell diagram
Unterschrift: 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.
Bild: IAU OAE/Niall Deacon
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Stellar Evolution
Unterschrift: This diagram shows the life cycle of stars of different masses. The mass of the different types of star increases from bottom to top with time going from left to right.
The life cycle of a star depends on its mass, with lower mass stars have longer lifetimes. All stars form from clouds of gas that collapse under their own gravity. As the star collapses, its core becomes hotter and denser. If the star has a mass greater than 0.08 solar masses (0.08 times the mass of the Sun), the pressure of the star’s mass pushing down on its core creates a high enough core temperature for hydrogen fusion to ignite. This burns hydrogen into helium in the star’s core, providing a heat source to power the star and to stop its core from collapsing further. If the collapsing object has a mass below 0.08 solar masses then it does not ignite hydrogen fusion in its core. It continues to cool and slowly contract. Such substellar objects are known as brown dwarfs, shown here in the lowest row.
After stars have formed, they burn hydrogen in their cores and begin their so-called main sequence phase. The most massive stars (>25 solar masses, shown here at the top) have very high core temperatures and thus burn through their hydrogen fuel more quickly. This means they may only spend a few million years on the main sequence burning hydrogen in their cores. Once the hydrogen in the core is exhausted the star’s core contracts, becomes hotter and helium burning starts in the core. While the core contracts, the outer layers of the star expand and it becomes a supergiant. For the most massive stars strong stellar winds strip off the cooler outer layers, leading to the star being very large and very hot, a blue supergiant. Once helium is exhausted in the core, carbon is burned, and then heavier elements. Eventually the star ends with an iron core. Fusing iron into heavier elements does not generate energy so at this point fusion stops in the core. Once this core of iron is massive enough, it and the surrounding matter suddenly collapses to form a black hole and the outer layers are flung off in a supernova explosion.
Slightly lower mass stars (between 8 and 25 solar masses, seen here second top) evolve in a similar way although they do not have strong enough winds to push their outer layers away and become blue supergiants, instead it evolves into a red supergiant. While such stars also collapse and create supernova explosions. The remnant of the star’s core is not massive enough to collapse into a black hole. Instead, its electrons and protons combine to form neutrons and it is supported by a quantum mechanical effect called neutron degeneracy pressure. This results in the remnant of the star being a tiny neutron star, several solar masses in mass but only a few kilometres across.
For stars similar in mass to the Sun (between 0.4 and 8 solar masses, seen here in the middle row), the star burns hydrogen in its core until the hydrogen in its core is exhausted. At this point a hydrogen burning shell forms around the core. Eventually the core will become hot enough to burn helium into carbon and oxygen. After this the star is left with a carbon and oxygen core surrounded by shells burning helium and hydrogen. These shells are unstable producing thermal pulsations that convulse the star. Eventually these pulsations become so extreme that the star’s outer layers are thrown off. This leaves the carbon and oxygen core as a white dwarf supported by electron degeneracy pressure. The outer layers of the star form what is known as a planetary nebula (which doesn’t actually have anything to do with planets despite the name).
The lowest mass stars (seen here in the second bottom row) are so low in mass that their evolutionary timescales are much longer than the age of the universe. This means that none have evolved beyond the main-sequence. Low mass stars are fully convective meaning material in the core is constantly being mixed with material above. This means that all the hydrogen in the star would eventually be burned in the core, but this will take trillions of years.
Bild: Danielle Futselaar/IAU OAE
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Ähnliche Aktivitäten
Star in a Box: Advanced
astroEDU educational activity (links to astroEDU website) Description: Explore the life-cycle of stars with Star in a Box activity.
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Schlagworte
Hands-on
, Interactive
, Software
Altersgruppen:
10-12
, 12-14
, 14-16
, 16-19
Bildungsniveau:
Middle School
Lernbereiche:
Technology-based
Kosten:
Low Cost
Gruppengröße:
Group
Fähigkeiten:
Communicating information
, Constructing explanations
Star in a Box: High School
astroEDU educational activity (links to astroEDU website) Description: Explore the life-cycle of stars with Star in a Box activity.
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Schlagworte
Hands-on
, Interactive
, Software
Altersgruppen:
10-12
, 12-14
, 14-16
, 16-19
Bildungsniveau:
Middle School
Lernbereiche:
Technology-based
Kosten:
Low Cost
Gruppengröße:
Group
Fähigkeiten:
Communicating information
, Constructing explanations
Supernovae – Großes Finale und Neuanfang
astroEDU educational activity (links to astroEDU website) Description: Manche Sterne explodieren am Ende ihrer Lebenszeit. Ein solches Ereignis bezeichnen Astrophysiker-Innen als eine Supernova. Diese kurze Erklärung wirft zweifelsohne einige Fragen auf: Was sind die genauen Voraussetzungen dafür, dass ein Stern sich selbst in einem letzten, hellen Aufleuchten vernichtet? Wird die Sonne am Ende ihres Lebens auch zur Supernova?
Altersgruppen: 16-19 Bildungsniveau: Secondary
Die HRD-App für Sterne
astroEDU educational activity (links to astroEDU website) Description: So wichtig, wie der Baum des Lebens (ein Baumdiagramm) für die Erforschung der Evolution des Lebens ist, so bedeutsam ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) für die Erforschung des Aufbaus und der Entwicklung der Sterne. Entsprechend gilt es, das HRD dem Schüler auch als wichtiges Forschungswerkzeug nahezubringen. Im Fokus des folgenden WIS-Beitrags steht die App „Helle Sterne im HRD“ https://www.haus-der-astronomie.de/vis/astroapps, die es dem Schüler ermöglicht, das HRD aktiv kennenzulernen. Besonders ist dabei die gleichzeitige Visualisierung der Sterne am Himmel und als Zustandspunkt im Diagramm. Das WIS-Material gibt dem Nutzer Aufgaben an die Hand, um in die App tiefer einzusteigen.
Altersgruppen: 16-19 Bildungsniveau: Secondary
Beteigeuze - Ein Riese mit Tücken
astroEDU educational activity (links to astroEDU website) Description: Bei Berechnungen mit dem Taschenrechner neigen Schülerinnen und Schüler gerne dazu, das Ergebnis bis auf die letzte Kommastelle genau anzugeben, die der Taschenrechner ausspuckt. Dass das in der Regel nicht sinnvoll ist, lässt sich meist nur schwer vermitteln. Dafür muss man sich klar machen, dass die Genauigkeit, mit der man einen berechneten Wert angeben kann, maßgeblich davon abhängt, wie genau die Messwerte ermittelt werden konnten, die der Berechnung zugrunde liegen. Ein gutes Beispiel dafür ist der Riesenstern Beteigeuze (Abb. 1). Er gehört zu den größten bekannten Sternen und steht uns vergleichsweise nahe. Daher ist es nicht verwunderlich, dass er der erste Stern ist, abgesehen von der Sonne, bei dem es gelang, die Oberfläche mit Teleskopen räumlich aufzulösen. Auch sonst wurde und wird er von vielen Forschungsgruppen eingehend untersucht. Dennoch ist es bisher nicht gelungen, Größen wie seine Entfernung oder seinen Radius hinreichend genau zu bestimmen. Entsprechende Angaben in der Literatur unterscheiden sich bisweilen beträchtlich. Ein Stern wie Beteigeuze, der viele Tücken aufweist, eignet sich daher gut als Beispiel für die Erörterung der Frage, wie genau man Messwerte bzw. die daraus berechneten Ergebnisse sinnvollerweise angeben sollte.
Altersgruppen: 14-16 , 16-19 Bildungsniveau: Secondary
