Glossar-Begriff: Weißer Zwerg
Beschreibung: Sterne mit einer Masse von bis zu acht Sonnenmassen beenden ihre Entwicklung üblicherweise als Weiße Zwerge. Dazu gehört auch unsere Sonne.
Weiße Zwerge haben eine sehr hohe Dichte. Ein typischer Weißer Zwerg könnte die Masse der Sonne in eine Kugel gequetscht haben, die etwas größer als die Erde ist. Ein Weißer Zwerg produziert keine Energie mehr aus den Kernfusionsreaktionen in seinem Kern, leuchtet aber aufgrund seiner Restenergie. Heißere Weißen Zwerge erscheinen blau oder weiß aufgrund der Energie, die sie aufgrund der sehr hohen Temperaturen auf ihrer Oberfläche abstrahlen. Der Kern eines Weißen Zwerges kann je nach der ursprünglichen Masse des Sterns aus Helium, Kohlenstoff-Sauerstoff oder Sauerstoff-Neon-Magnesium bestehen. Er kollabiert nicht unter seinen eigenen Schwerkraft, weil der Entartungsdruck der Elektron (ein Quantenphänomen) in seinem Inneren Widerstand leistet. Der Entartungsdruck kann nur Weiße Zwerge mit einer Masse bis zum 1,4-fachen der Masse der Sonne vor dem Kollaps bewahren. Überreste von Sternen (auch kompakte Objekte genannt) mit Massen über dieser Grenze (bekannt als Chandrasekhar-Grenze) sind entweder Neutronensterne oder schwarze Löcher.
Ähnliche Begriffe:
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: الأقزام البيضاء
- Bengali: সাদা বামন
- Englisch: White Dwarf
- Spanisch: Enana blanca
- Französisch: Naine blanche
- Italienisch: Nana Bianca
- Japanisch: 白色矮星 (externer Link)
- Brasilianisches Portugiesisch: Anã Branca
- Vereinfachtes Chinesisch: 白矮星
- Traditionelles Chinesisch: 白矮星
Ähnliche Medien
Sirius A mit seinem schwachen Begleitstern, dem Weißen Zwerg Sirius B
Unterschrift: Dieses Bild des Hubble-Weltraumteleskops zeigt Sirius, den hellsten Stern am Nachthimmel der Erde, der als intensiv leuchtendes Objekt in der Mitte mit markanten, kreuzförmigen Beugungsspitzen erscheint. Diese Strahlen sowie das übersättigte Leuchten um den Hauptstern herum entstehen dadurch, dass das Licht von Sirius durch das Teleskop und die Kamera, mit denen dieses Bild aufgenommen wurde, gestreut wird. Etwas unterhalb und links vom Hauptstern markiert ein winziger Lichtpunkt Sirius B, ein weitaus schwächeres Objekt, das dank der hohen Empfindlichkeit des Hubble-Teleskops erfasst werden konnte.
Sirius A ist ein Stern vom Typ A, bekannt für seine hohe Oberflächentemperatur und sein starkes weiß-blaues Licht, während Sirius B ein kompakter Weißer Zwerg ist, der dichte Überrest eines Sterns, der seinen Kernbrennstoff aufgebraucht hat. Zusammen bilden sie ein bekanntes Doppelsternsystem, das etwa 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt liegt.
Sirius B war ursprünglich ein massereicherer und hellerer Stern, der seinen Wasserstoffvorrat schneller verbrauchte als Sirius A. Dies führte dazu, dass sich Sirius B zu einem Roten Riesen entwickelte und schließlich sein Leben als planetarischer Nebel beendete, wobei nur die Überreste seines Kerns als Weißer Zwerg zurückblieben, der Sirius A umkreist.
Bild: NASA, ESA, H. Bond (STScI) und M. Barstow (Universität Leicester)
Quellenlink
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
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, Achernar, 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
Sternentwicklung
Unterschrift: Dieses Diagramm zeigt den Lebenszyklus von Sternen unterschiedlicher Masse. Die Masse der verschiedenen Sterntypen nimmt im Diagramm von unten nach oben zu, während die Zeit von links nach rechts verläuft.
Der Lebenszyklus eines Sterns hängt von seiner Masse ab, wobei Sterne mit geringerer Masse eine längere Lebensdauer haben. Alle Sterne entstehen aus Gaswolken, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Während der Stern kollabiert, wird sein Kern heißer und dichter. Hat der Stern eine Masse von mehr als 0,08 Sonnenmassen (das 0,08-Fache der Masse der Sonne), erzeugt der Druck, den die Masse des Sterns auf seinen Kern ausübt, eine Kerntemperatur, die hoch genug ist, um die Wasserstofffusion in Gang zu setzen. Dabei wird im Kern des Sterns Wasserstoff zu Helium verbrannt, was eine Wärmequelle liefert, die den Stern mit Energie versorgt und einen weitere Kollaps des Kerns verhindert. Hat das kollabierende Objekt eine Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen, zündet die Wasserstofffusion in seinem Kern nicht an. Es kühlt weiter ab und zieht sich langsam zusammen. Solche substellaren Objekte werden als Braune Zwerge bezeichnet und sind hier in der untersten Reihe dargestellt.
Nachdem sich Sterne gebildet haben, verbrennen sie Wasserstoff in ihrem Kern und beginnen ihre Existenz auf der Hauptreihe. Die massereichsten Sterne (>25 Sonnenmassen, oben dargestellt) weisen sehr hohe Kerntemperaturen auf und verbrauchen daher ihren Wasserstoffvorrat schneller. Das bedeutet, dass sie möglicherweise nur wenige Millionen Jahre auf der Hauptreihe verbringen und Wasserstoff in ihren Kernen verbrennen. Sobald der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, zieht sich der Kern des Sterns zusammen, wird heißer und die Heliumverbrennung im Kern beginnt. Während sich der Kern zusammenzieht, dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus und er wird zu einem Überriesen. Bei den massereichsten Sternen reißen starke Sternwinde die kühleren äußeren Schichten ab, was dazu führt, dass der Stern sehr groß und sehr heiß wird – ein blauer Überriese. Sobald das Helium im Kern aufgebraucht ist, wird Kohlenstoff verbrannt, gefolgt von schwereren Elementen. Schließlich endet der Stern mit einem Eisenkern. Die Fusion von Eisen zu schwereren Elementen erzeugt keine Energie, sodass die Fusion im Kern an diesem Punkt zum Stillstand kommt. Sobald dieser reaktionsträge Eisenkern massereich genug ist, kollabieren er und die ihn umgebende Materie plötzlich und bilden ein Schwarzes Loch, während die äußeren Schichten in einer Supernova-Explosion weggeschleudert werden.
Sterne mit etwas geringerer Masse (zwischen 8 und 25 Sonnenmassen, hier als zweite Zeile von oben zu sehen) entwickeln sich auf ähnliche Weise, obwohl sie keine ausreichend starken Winde hervorbringen, um ihre äußeren Schichten wegzuschleudern und zu blauen Überriesen zu werden. Stattdessen entwickeln sie sich zu roten Überriesen. Auch solche Sterne kollabieren und verursachen Supernova-Explosionen. Der Überrest des Sternkerns ist jedoch nicht massereich genug, um zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren. Stattdessen verbinden sich seine Elektronen und Protonen zu Neutronen und der Kern wird durch einen quantenmechanischen Effekt stabilisiert, der als Neutronen-Entartungsdruck bezeichnet wird. Als Überrest des Sterns bleibt ein winziger Neutronenstern übrig, dessen Masse mehrere Sonnenmassen beträgt, der aber nur wenige Kilometer Durchmesser hat.
Bei Sternen mit einer Masse, die der Sonne ähnelt (zwischen 0,4 und 8 Sonnenmassen, in der mittleren Reihe zu sehen) verbrennt der Stern Wasserstoff in seinem Kern, bis der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht ist. Anschließend bildet sich um den Kern herum eine Wasserstoff verbrennende Hülle. Schließlich wird der Kern heiß genug, um Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Danach bleibt dem Stern ein Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, umgeben von Hüllen, in denen Helium und Wasserstoff verbrennen. Diese Hüllen sind instabil und erzeugen thermische Pulsationen, die den Stern erschüttern. Diese Pulsationen werden schließlich so extrem, dass die äußeren Schichten des Sterns abgestoßen werden. Zurück bleibt der Kohlenstoff- und Sauerstoffkern als Weißer Zwerg, der durch den Entartungsdruck der Elektronen gestützt wird. Die äußeren Schichten des Sterns bilden einen sogenannten planetarischen Nebel (der trotz seines Namens nichts mit Planeten zu tun hat).
Die Sterne mit der geringsten Masse (hier in der zweiten unteren Reihe zu sehen) sind so massearm, dass ihre Entwicklungszeiträume weitaus länger sind als das Alter des Universums. Das bedeutet, dass bisher keiner von ihnen über die Hauptreihe hinaus entwickelt ist. Sterne mit geringer Masse sind vollständig konvektiv, was bedeutet, dass sich das Material im Kern ständig mit dem darüber liegenden Material vermischt. Daher wird letztlich der gesamte Wasserstoff des Sterns im Kern verbrannt, was jedoch Billionen von Jahren dauern wird.
Bild: Danielle Futselaar/IAU OAE
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Ähnliche Aktivitäten
Mit der Astro-App „Bahnelemente“ der Vorstellung helfen
astroEDU educational activity (links to astroEDU website) Description: Die räumliche Vorstellung von Himmelskörperbahnen ist für das Verständnis himmelsmechanischer Vorgänge im Speziellen und des Aufbaus des Universums im Allgemeinen sehr wichtig. Die App „Bahnelemente“ (https://www.haus-der-astronomie.de/vis/astroapps) ermöglicht eine Visualisierung der Himmelskörperbahnen. Der folgende WIS-Beitrag führt ein in die App und stellt Aufgaben zu deren Nutzung vor. Im ersten Schritt kann die App dabei als Visualisierungshilfe zum 1. und 2. keplerschen Gesetz eingesetzt werden. Im Weiteren geht es um die räumliche Vorstellung der Bahnen von Himmelskörpersystemen mit interessanten Partnern. Dazu gehört die Bahn eines Sterns um ein unsichtbares superkompaktes Objekt im Zentrum der Galaxis auf der „Nobelpreisellipse“, der Blick auf die Bahn des Weißen Zwergs um den Stern Sirius A und der Blick „auf die Kante“ der Umlaufbahn des leichtesten bisher gefundenen Sterns.
Altersgruppen: 14-16 , 16-19 Bildungsniveau: Secondary
