Kleines Weltall-Glossar

Vorbemerkungen | Glossar (Weltall) | Links

In Arbeit

Auf dieser Seite sammle ich einige Definitionen von Weltraum-Begriffen in einem kleinen Glossar und gebe einige entsprechende Links an.

Hinweis: Es gibt keine englisch-sprachige Version dieses Glossars!

Übersicht der Begriffe

Kursiv: In Vorbereitung

Hinweis: Siehe Seite Sternarten (und verlinkte) von Mario Lehwald, um mehr über die verschiedenen Sternarten zu erfahren.

 

Vorbemerkungen

Das folgende Weltall-Glossar erhebt überhaupt keinen Anspruch auf Vollständigkeit, denn es gibt im Internet genügend gute Informationsquellen. Es geht mehr um Begriffe, über die ich selbst gestolpert bin... Auch gibt es zwischen verschiedenen Quellen immer wieder Widersprüche, die ich nicht auflösen kann.

In diesem Glossar lehne ich mich vor allem an Wikipedia-Aktikel, Glossar-Definitionen von Pailer & Krabbe (PK) und Artikel von Mario Lehwald (ML) an.

 

Glossar (Weltall)

Akkretionsscheibe

Als Akkretion bezeichnet man einen Vorgang, bei dem Materie, etwa durch Gravitation, zusammengesammelt wird. Im Weltall sammeln schwere Körper, insbesondere die schwarzen Löcher, aufgrund ihrer starken Gravitationskraft Materie in ihrer Umgebung auf. Diese Materie, Gas- und Staubwolken, Sterne, was auch immer, fällt aber nicht geradewegs ins Zentrum, sondern zieht - bei zunehmender Geschwindigkeit, immer enger werdende Spiralbahnen. Dabei kollidieren die akkretierten Massen ständig miteinander und erhitzen sich stark. Aufgrund dieser Kollisionen bildet sich außerdem eine dicke Scheibe heraus, in der sich die Materie immer schneller und mit steigender Temperatur nach innen bewegt. Der zentrale Teil dieser Akkretionsscheibe emittierte in sehr vielen Farben bis hin zur Röntgenstrahlung (PK). Siehe auch Quasar!

Asteroid

Als Asteroiden, Kleinplaneten oder Planetoiden werden astronomische Kleinkörper bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen und größer als Meteoroiden (Millimeter bis Meter), aber kleiner als Zwergplaneten (ca. tausend Kilometer) sind.

Der Begriff Asteroid wird oft als Synonym von Kleinplanet verwendet, bezieht sich aber hauptsächlich auf Objekte innerhalb der Neptun­Bahn und ist kein von der IAU definierter Begriff. Jenseits der Neptunbahn werden solche Körper auch transneptunische Objekte (TNO) genannt. Nach neuerer Definition fasst der Begriff Kleinplanet die „klassischen“ Asteroiden und die TNO zusammen. (Wikipedia)

Astronomische Einheit, AE

Längeneinheit, die dem mittleren Abstand der Erde von der Sonne entspricht (1 AE = 149,597870 Millionen Km).

Chandrasekhar-Massegrenze

Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergs, die 1930 vom indisch-amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet wurde. Unabhängig von Chandrasekhar wurde dieselbe Obergrenze schon früher von Wilhelm Anderson (1929, Tartu) und Edmund Stoner (1930, Leeds) berechnet. (Wikipedia)

Siehe auch de.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar-Grenze!

Dunkle Materie

Dunkle Materie ist eine postulierte Form von Materie, die nicht direkt sichtbar ist, aber über die Gravitation wechselwirkt. Ihre Existenz wird im Standardmodell der Kosmologie, dem Lambda-CDM-Modell postuliert, weil innerhalb dieses Modells nur so die Bewegung der sichtbaren Materie erklärt werden kann, insbesondere die Geschwindigkeit, mit der sichtbare Sterne das Zentrum ihrer Galaxie umkreisen. In den Außenbereichen ist diese Geschwindigkeit deutlich höher, als man es allein aufgrund der Gravitation der Sterne, Gas- und Staubwolken erwarten würde.

Auch für die beobachtete Stärke des Gravitationslinseneffekts wird Dunkle Materie postuliert. Nach derzeitigen Erkenntnissen ist demnach nur etwa ein Sechstel der Materie sichtbar und im Standardmodell der Elementarteilchenphysik erfasst. Die Natur der Dunklen Materie ist eine wichtige offene Frage der Kosmologie. (Wikipedia)

Dunkle Energie

Als Dunkle Energie wird in der Kosmologie eine hypothetische Form der Energie bezeichnet. Die Dunkle Energie wurde als eine Verallgemeinerung der kosmologischen Konstanten eingeführt, um die beobachtete beschleunigte Expansion des Universums zu erklären. Der Begriff wurde 1998 von Michael S. Turner geprägt.

Die physikalische Interpretation der Dunklen Energie ist weitgehend ungeklärt und ihre Existenz ist experimentell nicht direkt nachgewiesen. Die gängigsten Modelle bringen sie mit Vakuumfluktuationen in Verbindung. Die physikalischen Eigenschaften der Dunklen Energie lassen sich durch großräumige Kartierung der Strukturen im Universum untersuchen, beispielsweise durch die Verteilung von Galaxien und Galaxienhaufen. Entsprechende astronomische Großprojekte befinden sich in Vorbereitung oder laufen bereits. (Wikipedia)

Galaxie, Galaxis

Eine Galaxie* ist eine durch Gravitation gebundene große Ansammlung von Sternen, Planetensystemen, Gasnebeln, Staubwolken, Dunkler Materie und sonstigen astronomischen Objekten mit einer Gesamtmasse von typischerweise 10hoch9 bis 10hoch13 Sonnenmassen (M☉). Ihr Durchmesser kann mehrere hunderttausend Lichtjahre betragen. Während große Galaxien häufig die Struktur von Spiralen ausbilden, sind Zwerggalaxien zumeist irregulären Typs. Daneben existieren weitere Arten und Formen. Die Milchstraße, Heimatgalaxie unseres Sonnensystems, ist eine Balkenspirale von rund 1,5 Billionen M☉ mit etwa 250 Milliarden Sternen. Von der Erde aus lassen sich mit aktueller Technik mehr als 50 Milliarden Galaxien beobachten. Seit 2016 geht die Forschung davon aus, dass sich im beobachtbaren Universum ca. eine Billion Galaxien befinden. (Wikipedia)
*) Als Galaxis (Singular) wird im Deutschen speziell die Milchstraße bezeichnet.

Siehe auch Galaxie (Wikipedia)!

Hauptreihe, Hauptreihenstern

Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet (sogenannte Hauptreihensterne), die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der Nullalter-Hauptreihe (zero age main sequence, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur Endalter-Hauptreihe (terminal age main sequence, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt. Die Hauptreihe bildet den Bezug für die Einteilung der Sterne in Leuchtkraftklassen. (Wikipedia)

Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)

Diagramme, in denen ein Parameter, der ein Maß für die Helligkeit darstellt, gegen einen Parameter aufgetragen wird, der mit der Oberflächentemperatur zusammenhängt, werden Hertzsprung-Russell-Diagramme (HRD) genannt. Dabei haben sich Muster ergeben, die mit der Systematik der Sternentwicklung zusammenhängen: (a) Hauptreihe: Sie zieht sich diagonal durch das Diagramm. Unsere Sonne ist ein typischer Vertreter. (b) Rote Riesen: Dies ist eine zweite auffällige Häufung von großen, kühlen Sternen, die sich im HRD rechts oben anordnen. c) Weiße Zwerge: In der linken unteren Ecke gruppieren sich die heißen, kompakten Sterne. Ein Hauptreihenstern wird zu einem Roten Riesen, und wechselt dann in den Bereich der Weißen Zwerge. (PK)

Abbildung: Hertzsprung-Russell-Diagramm (Wikipedia)

Siehe auch de.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russell-Diagramm und www.andromedagalaxie.de/html/sterne_hrd.htm (ML)

Komet

Ein Komet oder Schweifstern ist ein kleiner Himmelskörper von meist einigen Kilometern Durchmesser, der in den sonnennahen Teilen seiner Bahn eine durch Ausgasen erzeugte Koma und meist auch einen leuchtenden Schweif (Lichtspur) entwickelt. Kometen sind wie Asteroiden Überreste der Entstehung des Sonnensystems und bestehen aus Eis, Staub und lockerem Gestein. Sie bildeten sich in den äußeren, kalten Bereichen des Sonnensystems (überwiegend jenseits der Neptunbahn), wo die reichlichen Wasserstoff- und Kohlenstoff-Verbindungen zu Eis resublimierten.

In Sonnennähe ist der meist nur wenige Kilometer große Kometenkern von einer diffusen, nebeligen Hülle umgeben, die Koma genannt wird, und eine Ausdehnung von 2 bis 3 Millionen Kilometern erreichen kann. Kern und Koma zusammen nennt man auch den Kopf des Kometen. Das auffälligste Kennzeichen der von der Erde aus sichtbaren Kometen ist jedoch der Schweif. Er bildet sich erst ab einer Sonnenentfernung unter 2 AE, kann aber bei großen und sonnennahen Objekten eine Länge von mehreren 100 Millionen Kilometern erreichen. Meistens sind es aber nur einige zehn Millionen Kilometer. (Wikipedia)

Leuchtkraftklassen

Die Yerkes-Leuchtkraftklassen, auch als Yerkes- oder MK-System bekannt, bezeichnen eine gebräuchliche Einteilung der Sterne nach ihrer Leuchtkraft und ihrem Spektraltyp. Dieses Einteilungsschema geht auf W.W. Morgan und P.C. Keenan zurück. Danach gibt es die Klassifikation in Leuchtkraftklassen (Spektrum.de):

Abbildung: Hertzsprung-Russell-Diagramm mit Leuchtkraftklassen (Wikipedia)

Meteor, Meteor(o)id, Meteorit

Ein Meteor ist der Lichtstrahl, der entsteht, wenn ein Himmelskörper in die Erdatmosphäre eintritt und mit seiner kinetischen Energie deren Atome zum Leuchten anregt. Das Wort stammt vom griechischen metéōron ab, der "Himmelserscheinung". Den eintretenden Körper, der diese Leuchterscheinung verursacht, nennt man Meteoroid (gelegentlich auch Meteorid). Meteoride unterscheiden sich von Asteroiden durch ihre geringere Größe (Millimeter bis Meter). Als Meteoriten werden die Bruchstücke bezeichnet, die tatsächlich am Erdboden anlangen.

Sternschnuppen werden von Körpern verursacht, die so klein sind (zwischen einem Millimeter und einem Zentimeter), dass sie vollständig in der Erdatmosphäre verglühen. Wir nehmen nur deren Lichtstrahl wahr: Meteore. (Kosmische Geschosse, Wiktionary)

Neutronenstern

Neutronensterne sind stabile Endkonfigurationen, die aus dem Gravitationskollaps massereicher Sterne entstehen. Massereiche Sterne durchlaufen alle Brennstoffzyklen thermonuklearer Fusion, bis sie im Innern einen Eisenkern gebildet haben. Dieser weist typische Massen von 1,2 bis 1,6 Sonnenmassen auf. Allein in der Milchstraße gibt es mehr als 100 Millionen Neutronensterne (bei einigen hundert Milliarden Sternen). Zahlreiche Neutronensterne kann man beobachten und kennt sie als Pulsare. (PK)

Neutronensterne stellen ein Endstadium in der Sternentwicklung eines massereichen Sterns dar. Dies sind kugelförmige Körper mit typischen Radien von etwa 10 bis 12 km, nach stellaren Maßstäben also sehr klein. Die Massen der bislang entdeckten Neutronensterne liegen zwischen etwa 1,2 und 2,35 Sonnenmassen, damit sind sie extrem kompakt. Ihre Dichte nimmt von etwa 1*10hoch9 kg/m3 an ihrer Kruste mit der Tiefe bis auf etwa 6*10hoch17 bis 8*10hoch17 kg/m3 zu, was etwa der dreifachen Dichte eines Atomkerns entspricht. Die mittlere Dichte eines Neutronensterns beträgt etwa 3,7 bis 5,9*10hoch17 kg/m3. Damit sind Neutronensterne die dichtesten bekannten Objekte ohne Ereignishorizont. Typische Sterne dieser Art rotieren durch die Erhaltung des Drehimpulses sehr schnell und haben ein starkes Magnetfeld. (Wikipedia)

Nova

Eine Nova ist ein Helligkeitsausbruch in einem engen Doppelsternsystem aufgrund einer explosiven Zündung des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs. (Wikipedia)

Planet, Exoplanet, Kleinplanet, Planetoid

Planet

Ein Planet ist ein astronomisches Objekt (laut Konferenz der IAU am 24. August 2006 in Prag), das

  1. sich auf einer Bahn um die Sonne befindet,
  2. über eine ausreichende Masse verfügt, um durch seine Eigengravitation eine annähernd runde Form (hydrostatisches Gleichgewicht) zu bilden und
  3. die Umgebung seiner Bahn bereinigt hat (es befinden sich keine anderen Objekte in seiner Bahn) (Wikipedia)

Im Sonnensystem gibt es acht große Himmelskörper, welche als Planeten gelten und die Sonne auf kreisähnlichen Bahnen umrunden. Ihre Umlaufzeiten liegen zwischen 88 Tagen (Merkur) und 165 Jahren (Neptun). Pluto gilt seit der im Jahr 2006 beschlossenen Planeten-Definition nicht mehr als Planet. (Wikipedia)

Bei Planeten unterscheidet man zwischen

Als erdähnlicher (oder auch terrestrischer und tellurischer) Himmelskörper oder auch (sofern ein Planet oder Exoplanet betroffen ist) als Gesteinsplanet wird in der Sternen- und Planetenforschung ein Himmelskörper bezeichnet, der eine feste Oberfläche aufweist, durch die eigene Schwerkraft annähernd zu einer Kugel geformt ist und meist im Wesentlichen aus Gestein besteht (oft mit einem metallischen Kern). (Wikipedia)

Ein Gasplanet oder Gasriese („planetarer Gasriese“) ist in der Astronomie ein Riesenplanet, der überwiegend aus leichten Gasen wie Wasserstoff und Helium besteht. (Wikipedia)

Ein Eisriese ist ein Riesenplanet, der hauptsächlich aus flüchtigen chemischen Verbindungen wie Wasser (H2O), Ammoniak (NH3) oder Methan (CH4) besteht und eine mächtige Atmosphäre aus leichten Elementen besitzt. (Wikipedia)

Exoplanet

Planeten, die andere Sterne umkreisen, werden als Exoplaneten bezeichnet. Seit den ersten Beobachtungen in den 1990er Jahren sind mehrere Tausend dieser Objekte entdeckt worden. Darüber hinaus existieren Objekte planetarer Masse, die nicht an massereichere Körper wie Sterne gebunden sind. (Wikipedia)

Kleinplanet, Planetoid

Kleinplaneten (engl. minor planets) oder Planetoiden sind astronomische Objekte, die sich auf einer direkten Umlaufbahn um die Sonne bewegen, aber die Kriterien zur Einstufung als Planet nicht erfüllen – weil sie ihre Umlaufbahn nicht entsprechend freigeräumt haben – und darüber hinaus auch nicht als Komet oder Meteoroid eingeordnet werden können. Kleinplaneten, deren Masse und Gravitation ausreicht, um Kugelgestalt erlangt zu haben, werden als Zwergplaneten bezeichnet. Kleinplaneten können Asteroiden wie Zentauren und Trojaner sein, oder auch transneptunische Objekte wie Kuipergürtelobjekte. Bis 2019 wurden die Umlaufbahnen von fast 800.000 Kleinplaneten bestimmt. Der zuerst entdeckte Kleinplanet war im Jahr 1801 Ceres. (Wikipedia)

Siehe auch Kleinplanet (Wikipedia)!

Zwergplanet

Die Kategorie „Zwergplanet“ wurde auf der Konferenz der IAU am 24. August 2006 in Prag neu geschaffen. Insgesamt wurden für die Objekte des Sonnensystems, die keine Satelliten (Monde) sind, drei Kategorien festgelegt:

  1. Ein Planet ist ein astronomisches Objekt, das
    • sich auf einer Bahn um die Sonne befindet,
    • über eine ausreichende Masse verfügt, um durch seine Eigengravitation eine annähernd runde Form (hydrostatisches Gleichgewicht) zu bilden und
    • die Umgebung seiner Bahn bereinigt hat (es befinden sich keine anderen Objekte in seiner Bahn).
  2. Ein Zwergplanet hat dieselben Eigenschaften wie ein Planet, außer dass er seine Bahn nicht bereinigt hat.
  3. Kleinkörper sind alle anderen Objekte (die meisten Asteroiden, transneptunischen Objekte (TNOs), Kometen und andere Kleinkörper des Sonnensystems), die sich auf einer Bahn um die Sonne befinden. Einige natürliche Satelliten (Monde) sind so groß, dass sie rund sind. Sie fallen aber nicht in die o. g. Kategorien, weil sie nicht die Sonne direkt umkreisen, sondern einen anderen Bezugskörper. (Wikipedia)

Siehe auch Zwergplanet (Wikipedia)!

Pulsar, Millisekundenpulsar

Ein Pulsar (Kunstwort aus engl. pulsating source of radio emission, „pulsierende Radioquelle“) ist ein schnell rotierender Neutronenstern. Die Symmetrieachse seines Magnetfelds weicht von der Rotationsachse ab, weshalb er Synchrotronstrahlung entlang der Dipolachse aussendet. Liegt die Erde im Strahlungsfeld, empfängt sie wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale. Pulsare strahlen hauptsächlich im Radiofrequenzbereich, manchmal bis in den Röntgenbereich oder nur in diesem. Von den mehr als 1700 bekannten Quellen ließen sich nur bei einigen wenigen auch im sichtbaren Bereich Intensitätsschwankungen beobachten. (Wikipedia)

Überschreitet der zurückbleibende Kern im Innern eines Sterns die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen, so kann der Kern nicht mehr wie bei einem Weißen Zwerg vom Entartungsdruck der Elektronen stabil gehalten werden, sondern er kollabiert weiter zu einem Neutronenstern. (andromedagalaxie.de)

Ein Millisekundenpulsar zeichnet sich durch seine schnelle Rotation aus (PK). Der am schnellsten rotierende bekannte Neutronenstern ist der 2004 entdeckte PSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. Das bedeutet bei einem angenommenen Radius von 16 km, dass die Umfangsgeschwindigkeit an seinem Äquator etwas über 70.000 km/s beträgt, was fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. (Wikipedia)

Quasar

Ein Quasar ist der aktive Kern einer Galaxie, der im sichtbaren Bereich des Lichts nahezu punktförmig erscheint (wie ein Stern) und sehr große Energiemengen in anderen Wellenlängenbereichen ausstrahlt. Der Name Quasar wurde vom englischen quasi-stellar radio source abgeleitet, was als „stern(en)artige …“ oder auch „stern(en)ähnliche Radioquelle“ übersetzt werden kann. Die Strahlungsemission eines Quasars stammt von einer rotierenden Scheibe leuchtender Materie, der Akkretionsscheibe, die ein supermassereiches Schwarzes Loch umgibt. (Wikipedia)

Riese > Roter Riese, Superriese, Hyperriese usw.

Riese

Ein Riesenstern (oder einfach nur Riese) ist ein Stern mit extrem großem Durchmesser und extrem großer Leuchtkraft. Er ist das zweite Stadium der Sternentwicklung von sonnenähnlichen Sternen, in das er nach einem langlebigen Gleichgewichtszustand (Hauptreihen- oder „eigentlicher“ Zwergstern) eintritt. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) befinden sich die Riesensterne bei gleicher Oberflächentemperatur oberhalb der Hauptreihe. In der Regel haben Riesen einen Radius zwischen 10 und 100 Sonnenradien bei einer Helligkeit, die zwischen dem 10- und 1000-fachen unserer Sonne liegt.

Man unterscheidet fünf Arten von Riesen.

In späten Spektralklassen liegt das Strahlungsmaximum von Riesen im roten Spektralbereich. Sie werden daher in diesem Stadium auch als Rote Riesen bzw. Rote Überriesen bezeichnet. Entsprechend bezeichnet man Riesen mittlerer oder früher Spektralklassen als Gelbe oder Blaue Riesen. (Wikipedia)

Roter Riese, Roter Überriese (Roter Superriese)

Ein Roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung und damit im Vergleich zu einem Hauptreihenstern gleicher Oberflächentemperatur (einem Roten Zwerg) ein Himmelskörper hoher Leuchtkraft. Beispiele hierfür sind einige Sterne erster Größe, die bereits freiäugig rot erscheinen, z. B. Aldebaran im Sternbild Stier und der gelbrot leuchtende Arktur im Sternbild Bärenhüter.

Rote Riesen sind „alternde“ Sterne von der Größenordnung einer Sonnenmasse, in deren Kern das „Wasserstoffbrennen“ mangels Nachschub erloschen ist. Daraufhin gewinnt die Gravitation die Oberhand, und sie kontrahieren, bis Druck, Dichte und Temperatur ausreichen, um nun außerhalb des Kerns, in dem sich kein Wasserstoff mehr befindet, im Schalenbrennen Wasserstoff zu Helium zu fusionieren. Die Sterne dehnen sich auf etwa das Hundertfache ihrer ursprünglichen Größe aus, bis sich wieder ein Gleichgewichtszustand zwischen nach außen gerichtetem Strahlungs- und nach innen gerichtetem Schweredruck einstellt. Aufgrund ihrer nun weitaus größeren Oberfläche sinkt dort die Temperatur und die Sterne erscheinen zumeist rötlich leuchtend. Mit dem Einsetzen des Schalenbrennens verlassen sonnenähnliche Sterne die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und befinden sich nun als Rote Riesen auf dem Riesenast im HRD. Nach weiteren Jahrmillionen, wenn ihre Brennstoffvorräte versiegt sind, enden sie als Weißer Zwerg.

Rote Riesen sind von anderen Riesensternen zu unterscheiden, die von Beginn an über wesentlich größere Massen verfügen und damit in der Lage sind, in fortgeschrittenen Brennzyklen eine Kohlenstofffusion zu zünden. Diese massereichen Sterne nehmen im HRD eine völlig andere Entwicklung und können am Ende ihres vergleichsweise kurzen Lebens nach einer Supernova-Explosion als kompakte Neutronensterne oder als Schwarze Löcher enden. (Wikipedia)

Ein Roter Überriese (englisch red super giant, RSG) ist ein sehr ausgedehnter Stern, der am Ende seiner Entwicklung angelangt ist. Er verfügt über eine Oberflächentemperatur von weniger als 4300 K und zeigt die spektralen Eigenschaften von Überriesen mit einer sehr geringen gravitationsbedingten Spektralverschiebung aufgrund ihrer großen Radien. (Wikipedia)

Rote Riesen mit bis zu 8 Sonnenmassen stoßen ihre äußeren Gasschichten komplett ab und schrumpfen zu Weißen Zwergen. Bei roten Riesen mit mehr als 8 Sonnenmassen setzen weitere Fusionsstufen ein und es bildet sich ein Eisenkern. Überschreitet der Eisenkern die Chandrasekhar-Massegrenze von 1,44 Sonnenmassen, kollabiert er und sprengt seine äußeren Schichten in Form einer Supernova ab.
Alle roten Überriesen zeigen eine mehr oder weniger veränderliche Helligkeit. Sie explodieren jedoch bald als Supernova. Einige rote Überriesen können durch Masseverluste auch wieder zu blauen Riesen werden, wobei diese ebenfalls bald als Supernova enden. (andromedagalaxie.de)

Heller Riese

Helle Riesen sind Sterne der Leuchtkraftklasse II. Zu dieser Art zählen im Allgemeinen Riesensterne (Leuchtkraftklasse III) mit außerordentlich hoher Leuchtkraft, die aber nicht hell oder massereich genug sind, um zu den Überriesen (Leuchtkraftklasse I) zu gehören. (Wikipedia)

Gelber Riese

Gelbe Riesen sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G und ehemalige Hauptreihensterne. Sie strahlen ihr Licht vor allem im sichtbaren Bereich und erscheinen aufgrund ihrer Oberflächentemperaturen gelblich bzw. gelbweiß. Gelbe Riesen sind kühler und masseärmer als vergleichbare ähnlich große Blaue Riesen. Im Gegensatz zu Roten Riesen, die ihre Größe erst im Endstadium einer normalen Sternentwicklung erreichen, wenn sie sich um ein Vielfaches ausdehnen, stehen Gelbe Riesen kurz vor ihrem Lebensende. Bei vielen handelt es sich um ehemalige Blaue Riesen oder schwere Hauptreihensterne, die sich mit einer gelben Phase kurz vor ihrem Ende in Rote Riesen oder Rote Überriesen umwandeln. Die schwersten von ihnen, ab 6–8 M☉, enden in einer Typ II-Supernova.

Mit 5000–7500 K ist ihre Oberflächentemperatur vergleichbar mit der der Sonne. Aufgrund dessen befinden sich Gelbe Riesen im mittleren oberen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms. (Wikipedia)

Blauer Riese

Ein Blauer Riese ist ein massereicher Stern, der die Spektralklasse O oder B hat und deutlich bläulich leuchtet. Der Unterschied zu einem Hauptreihenstern besteht darin, dass Blaue Riesen einen größeren Durchmesser und eine höhere Leuchtkraft als normale Hauptreihensterne der Spektralklasse O oder B haben. Sie liegen im Hertzsprung-Russel Diagramm etwas oberhalb der Hauptreihe.

Blaue Riesen sind Sterne im normalen Lebensalter und wandeln durch Kernfusion Wasserstoff in Helium um. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 30.000 und 50.000 Kelvin, je nach Spektralklasse. Die meiste Energie strahlen sie im Ultraviolettbereich ab. Auch ist ihre Helligkeit oft veränderlich.

Blaue Riesen gehen aufgrund ihrer hohen Masse sehr verschwenderisch mit ihrem Wasserstoffvorrat um und leben nur einige 10 Millionen Jahre. Ist ihr Wasserstoffvorrat verbraucht, entwickeln sie sich zunächst als Übergangsstadium zu gelben Riesen und dehnen sich dann zu roten Überriesen aus, die bald mit einer Supernova ihr Leben beenden. (andromedaglaxie.de)

Überriese (Superriese)

Überriesen sind sehr große und massereiche Sterne der Leuchtkraftklasse I. Sie liegen im Hertzsprung-Russel-Diagramm rechts oben über den normalen Riesensternen. Rote Überriesen haben noch größere Durchmesser als Rote Riesen. Sie können bis zu 1.500 mal größer als die Sonne sein! Am häufigsten unter den Überriesen sind die roten Überriesen. Sie entstehen, wenn massereiche Sterne am Lebensende ihren Wasserstoff verbraucht haben und sich zu roten Überriesen aufblähen. (andromedaglaxie.de)

Hyperriese

Hyperriesen haben ein ähnlich großes Volumen wie Überriesen, sind aber noch massereicher und zeichnen sich durch eine sehr hohe Leuchtkraft (Leuchtkraftklasse 0) aus. Einige Hyperriesen haben mehr als 100 Sonnenmassen, wobei sie am Anfang ihrer Entwicklung sogar 200 bis 250 Sonnenmassen enthalten haben könnten. Damit reichen sie an die Eddington-Grenze heran, eine theoretische Höchstgrenze der Sternenmasse, ab der ein Stern so viel Strahlung erzeugt, dass seine äußeren Schichten nicht mehr ausreichend durch die Gravitation angezogen werden. Die genauen Mechanismen der Entstehung und Entwicklung derart massereicher Sterne sowie des numerischen Wertes der Eddington-Grenze sind Gegenstand aktueller Forschung.

Hyperriesen sind mit der tausend- bis millionenfachen Sonnenleuchtkraft die hellsten Sterne im Universum. Ihre Oberflächentemperaturen sind jedoch sehr unterschiedlich. Sie reichen von 3.500 K bis über 35.000 K. Beinahe alle Hyperriesen zeigen Variationen in ihrer Leuchtkraft. Die Gründe liegen in Instabilitäten in ihrem Inneren bei moderaten Temperaturen und hohen Drücken. Aufgrund des großen inneren Energieumsatzes beträgt die Lebensdauer der Hyperriesen nur wenige Millionen Jahre. Danach explodieren sie als Supernova oder als (hypothetische) Hypernova. Es wird vermutet, dass ein Hyperriese ein stellares Schwarzes Loch hinterlässt. Jedoch könnte er auch durch eine besondere Form der Supernova, die Paarinstabilitätssupernova, komplett zerstört werden. (Wikipedia)

Hyperriesen werden nicht wie die anderen Sterne zu roten Riesen, sondern haben kurz vor ihrem Lebensende eine Phase als Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Sterne, die einige 10.000 Jahre dauert. Nach ihrem kurzen Leben explodieren Hyperriesen rasch zu einer Supernova oder sogar als Hypernova. Eine Hypernova ist aber bis jetzt nur ein theoretischer Fall, da noch keine beobachtet oder nachgewiesen wurde. Bei einer Hypernova kollabiert der Sternkern direkt zu einem Schwarzen Loch. (andromedagalaxie.de)

Schwarzes Loch

Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Masse auf ein extrem kleines Volumen konzentriert ist und infolge dieser Kompaktheit in seiner unmittelbaren Umgebung eine so starke Gravitation erzeugt, dass nicht einmal das Licht diesen Bereich verlassen oder durchlaufen kann. Die äußere Grenze dieses Bereiches wird Ereignishorizont genannt. Nichts kann einen Ereignishorizont von innen nach außen überschreiten – keine Information, keine Strahlung und schon gar keine Materie. Dass ein „Weg nach außen“ nicht einmal mehr denkbar ist, beschreibt die allgemeine Relativitätstheorie schlüssig durch eine extreme Krümmung der Raumzeit.

Es gibt unterschiedliche Klassen von Schwarzen Löchern mit ihren jeweiligen Entstehungsmechanismen. Am einfachsten zu verstehen sind stellare Schwarze Löcher. Sie entstehen, wenn der Schwerkraftkollaps eines alten, hinreichend großen Sterns durch die Energie der Fusionsprozesse nicht mehr aufgehalten werden kann. Während die äußeren Hüllen dann in einer Supernova abgestoßen werden, fällt der Kern durch seinen Schweredruck zu einem extrem kompakten Körper zusammen. Für ein hypothetisches Schwarzes Loch von der Masse der Sonne hätte der Ereignishorizont einen Durchmesser von nur etwa sechs Kilometern, das entspricht dem 230.000-sten Teil des jetzigen Sonnendurchmessers. Am anderen Ende des Spektrums gibt es supermassereiche Schwarze Löcher von millionen- bis milliardenfacher Sonnenmasse, die im Zentrum von Galaxien stehen und eine wichtige Rolle in deren Entwicklung spielen.

Außerhalb des Ereignishorizonts verhält sich ein Schwarzes Loch wie ein normaler Massenkörper und kann von anderen Himmelskörpern auf stabilen Bahnen umrundet werden. Der Ereignishorizont erscheint von außen visuell als vollkommen schwarzes und undurchsichtiges Objekt, in dessen Nähe der dahinterliegende Raum wie durch eine optische Linse verzerrt abgebildet wird (Gravitationslinse). Häufig ist das Schwarze Loch aber von Gaswolken verdeckt, sodass es nur bei bestimmten Wellenlängen (Radiowellen) sichtbar ist.

Stern

Unter einem Stern versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt, etwa Abendstern, obgleich er kein Stern wie die Sonne ist.

Dass nahezu alle mit dem bloßen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sonnenähnliche Objekte sind, die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktförmig erscheinen, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie. Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems, viele haben ein Planetensystem. Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfter Sternhaufen. Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sterne freiäugig unterschieden werden. Sie gehören alle zur gleichen Galaxie wie die Sonne, zur Milchstraße, die aus über hundert Milliarden Sternen besteht. Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihren Nachbargalaxien zur Lokalen Gruppe, einem von abertausend Galaxienhaufen. (Wikipedia)

Sternarten

Achtung: Die folgende Tabelle ist noch im Aufbau und muss noch von Widersprüchen und "Leerstellen" bereinigt werden!

Die folgende Tabelle der Sternarten lehnt sich an Sternarten (adromedagalaxie.de, ML) an:

Sternart Bemerkung Hauptreihe (HR) Spektral-
klasse

Leucht-
kraft-
klasse

 Masse Oberflächen-
temperatur K 		 Durchmesser
Brauner Zwerg Übergangsstadium Planet - Stern ja, rechts unten

L
800-1.300 K: T
300-500 K: Y

  unter 0,1 M☉ 300-2.000  
Weißer Zwerg Endstadium eines massearmen Sterns; etwa so groß wie die Erde unterhalb der HR, unterhalb der Unterzwerge Spezial-
klassifikation 		VII stabil unter 1,44 M☉ (C-G) 8.000-50.000  
Unterzwerg   knapp unterhalb der HR Kühle U.: G, K, M
Heiße U: O, B 		VI      
Roter Zwerg Hauptreihenstern der Spektralklasse M ja M V 0,08-0,6 M☉ 2.200-3.800  
Oranger Zwerg Hauptreihenstern der Spektralklasse K ja K V 0,6-0,9 M☉ 3.900-5.300  
Gelber Zwerg Hauptreihenstern der Spektralklasse G, Beispiel: Sonne ja G V 0,8-1,2 M☉ 5.300-6.000  
Unterriese Warscheinlich ein Übergangsstadium zwischen einem Hauptreihenstern und einem Roten Riesen zwischen der HR und dem Riesenast   IV      
Roter Riese Kühle aber sehr große Sterne, zu denen sich fast alle Sterne an ihrem Lebensende entwickeln, außer sehr massive   K, M III   2.000-3.500  
Gelber Riese Massereicher Stern Übergangsstadium Blauer zu Roter Riese F, G ?   5.000-7.500  
Blauer Riese Massereicher Stern oberhalb der HR O, B ?   30.000-40/50.000  
Heller Riese Nicht hell genug für Überriesen oberhalb des Riesenastes   II      
Überriese Riesenstern; am häufisten sind Rote Überriesen noch oberhalb des Riesenastes und daher noch heller als ein normaler Riese   Ia, Ib   < 4.300 (Roter Ü.) bis zu 1.500 mal größer als die Sonne
Hyperriese Extrem massiver Riesenstern noch heller als ein Überriese   0 100-250 M☉ 3.500 bis 35.000  
Pulsar (Neutronenstern) Unvorstellbar dichter Kern aus Neutronen mit 10 km Durchmesser, Endstadium eines Sterns größer als 8 Sonnenmassen       1,2-1,6 M☉   10 km

K = Kelvin; HR = Hauptreihe; C-G: Chandrasekhar-Grenze; M☉ = Sonnenmasse

Abbildung: Hertzsprung-Russell-Diagramm (Wikipedia) mit Kennzeichnung der Leuchtkraftklassen

Supernova

Eine Supernova ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.

Man kennt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:

Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und Keplers Supernova (1604). Speziell letztere und Tycho Brahes Supernova (1572) haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel (Supernova 1054) im Sternbild Stier. (Wikipedia)

Urknall

Als Urknall (englisch Big Bang) bezeichnet man das früheste Anfangsstadium des Universums nach einer angenommenen Entstehung von Materie, Raum und Zeit vor etwa 13,8 Milliarden Jahren. „Urknall“ bezeichnet dabei keine Explosion in einem bestehenden Raum, sondern die extrem schnelle Ausdehnung des Raums selbst aus einer ursprünglichen Singularität. Diese ergibt sich formal, indem man die beobachtete Entwicklung des expandierenden Universums mithilfe der Allgemeinen Relativitätstheorie zeitlich zurückverfolgt und sich dabei rechnerisch einem Punkt nähert, an dem die Materie- und Energiedichte unendlich und alle räumlichen Abstände zu Null werden. Setzt man diesen Punkt als Anfang t = 0 der Zeit, dann hatte das Universum nach dem Standardmodell der Kosmologie bei ungefähr t = 10hoch-4 s eine Ausdehnung von 10hoch14 m (etwa 700-mal der Abstand Erde-Sonne), eine Temperatur 10hoch12 K (etwa das 4*10hoch11 fache der heutigen Durchschnittstemperatur des Universums) und eine Dichte 10hoch18 kg /m3 (etwa das 5-fache der Dichte in Atomkernen). Ab diesem Zustand kann das Universum mit den bekannten und durch Experimente und Beobachtungen gestützten physikalischen Theorien wie Allgemeine Relativitätstheorie und Quantenfeldtheorie beschrieben werden.

Für noch frühere Zeitpunkte oder sogar eine Zeit vor dem Urknall gibt es in der heutigen Physik keine gesicherten Erkenntnisse und daher keine allgemein akzeptierte Beschreibung. In ihrer derzeitigen Form können die Allgemeine Relativitätstheorie und die Quantenfeldtheorie weder allein noch zusammengenommen diese Lücke schließen, sondern möglicherweise erst eine noch zu entwickelnde Theorie der Quantengravitation, die beide umfasst.

Bisherige Urknalltheorien beschreiben also nicht den allerersten Anfang des Universums selbst, sondern das frühe Universum in seiner zeitlichen Entwicklung, beginnend mehr als eine Planck-Zeit (etwa 10hoch−43 Sekunden) nach seiner Entstehung und bis etwa 300.000 bis 400.000 Jahre später, als sich stabile Atome bilden konnten und das Universum durchsichtig wurde. Die weitere Entwicklung wird nicht mehr zum Bereich des Urknalls gezählt. (Wikipedia)

Siehe auch Urknall (Wikipedia)!

Zwerg(stern) > gelber, oranger, roter, brauner, weißer

Unter einem Zwergstern wird in der Astronomie im Allgemeinen ein Hauptreihenstern verstanden. Diese befinden sich nach Yerkes-Klassifikation in der Leuchtkraftklasse V. Hauptreihensterne stellen die bei Weitem zahlreichsten Sterne dar. Im Gegensatz zu anderen Sternen setzen Hauptreihensterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff im stellaren Kern frei. Nichthauptreihensterne sind dagegen entwickelte Sterne, deren Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft ist. Die Bezeichnung Zwerg ist hierbei relativ zu anderen Sternen desselben Spektraltyps, aber höherer Leuchtkraftklasse (Riesensternen): Betrachtet man Sterne gleicher Effektivtemperatur, so haben Sterne mit höherer Leuchtkraft auch einen größeren Radius. Nach dem jeweiligen Spektraltyp spricht man auch von z. B. gelben Zwergen (etwa bei der Sonne) oder von roten Zwergen.

Man unterscheidet folgende Arten von Zwergen:

Weitere stellare und substellare Objekte in der Astronomie führen „Zwerg“ im Namen, sind aber keine Hauptreihensterne und werden daher nicht zu den eigentlichen Zwergsternen gezählt:

Gelber Zwerg

Gelbe Zwerge sind kleinste Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen (Kernfusion von 1H) stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. (PK)

Ein Gelber Zwerg ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G mit einer Oberflächentemperatur von etwa 5.300 bis 6.000 Kelvin und der Leuchtkraftklasse V. Gelbe Zwerge haben zwischen 0,8 und 1,2 Sonnenmassen. Beispiel: Sonne. (andromedaglaxie.de)

Siehe auch Gelber Zwerg (andromedaglaxie.de)!

Oranger Zwerg

Ein Oranger Zwerg ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse K mit einer Oberflächentemperatur von etwa 3.900 bis 5.300 Kelvin und der Leuchtkraftklasse V. Orange Zwerge haben zwischen 0,6 und 0,9 Sonnenmassen. Sie strahlen den meisten Teil ihrer Energie im orangen Bereich des sichtbaren Spektrums ab. (andromedagalaxie.de)

Siehe auch Oranger Zwerg (andromedagalaxie.de)!

Roter Zwerg

Rote Zwerge sind kleinste Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen (Kernfusion von 1H) stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. (PK)

Rote Zwerge haben nur 0,08 bis 0,6 Sonnenmassen und sind erheblich kleiner als die Sonne. Sie strahlen Licht überwiegend im roten und infraroten Bereich ab und leuchten daher rötlich. Wegen ihrer geringen Größe und ihrer niedrigen Oberflächentemperaturen von 2.200 bis 3.800 Kelvin leuchten sie nur sehr schwach und gehören der Leuchtkraftklasse V an. (andromedagalaxie.de)

Siehe auch Roter Zwerg (andromedagalaxie.de)!

Brauner Zwerg

Ein Brauner Zwerg ist ein Himmelkörper, der mit einer Masse zwischen dem 13-fachen und dem 75-fachen der Jupitermasse eine Sonderstellung zwischen Planeten und Sternen einnimmt. Gleiches gilt für die im Inneren ablaufenden Prozesse, die keine Wasserstofffusion aufweisen. Braune Zwerge sind massereicher als planetare Gasriesen (z.B. Jupiter) und masseärmer als stellare rote Zwerge. (PK)

Ein Brauner Zwerg ist ein Mittelding zwischen Stern und Planet. Liegt die Anfangsmasse eines entstehenden Sterns unter 0,1 Sonnenmassen, erreicht die Kerntemperatur des neuen Sterns nicht diejenige die erforderlich ist, um die Wasserstofffusion zu zünden. Stattdessen werden nur schwache Fusionsprozesse eingeleitet, die sogenannte Lithiumfusion und die Deuteriumfusion. Das Ergebnis ist ein Brauner Zwerg, der schwach in einem dunkelroten Licht glimmt. Braune Zwerge haben Oberflächentemperaturen zwischen 300 und 2.000 Kelvin, je nach Masse. Die meiste Energie wird dabei im Infraroten abgestrahlt. Die Energieübertragung erfolgt bei Braunen Zwergen rein konvektiv, und nicht wie bei Sternen durch Strahlung.

Für Braune Zwerge sind eigene Spektralklassen definiert worden. Massive Braune Zwerge mit Oberflächentemperaturen von etwa 1.300 bis 2.000 Kelvin haben die Spektralklasse L. Für kühlere Braune Zwerge mit Oberflächentemperaturen zwischen 800 und 1.300 Kelvin ist die Spektralklasse T definiert worden. Im Jahr 2011 ist noch die Spektralklasse Y dazugekommen, die für sehr kühle Braune Zwerge mit Oberflächentemperaturen zwischen 300 und 500 Kelvin vorgesehen ist. (andromedagalaxie.de)

Siehe auch Brauner Zwerg (andromedagalaxie.de)!

Weißer Zwerg

Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr geringe Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. Während Hauptreihensterne wie die Sonne Radien in der Größenordnung von 10hoch6 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges mit 7000 bis 14.000 km nur 1 bis 2 Erdradien. Dennoch haben Weiße Zwerge die Masse eines Sterns. Sie bestehen im Normalfall aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte, umgeben von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre. (Wikipedia)

Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner Stern, der trotz seiner hohen Oberflächentemperatur, die zwischen 8.000 und 50.000 Kelvin liegen kann, nur eine geringe Leuchtkraft besitzt. Weiße Zwerge gehören zur Leuchtkraftklasse VII. Wegen ihrer Leuchtschwäche sind sie schwer zu beobachten. (andromedaglaxie.de)

Siehe auch Weißer Zwerg (andromedagalaxie.de)!

 

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08.01.2024